التطور النجمي

📅 آخر تحديث: ٢٧ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢٧ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 17 صور
الموسوعة الحرة
رسم بياني للعلاقة بين الكتلة ونصف القطر (لوغاريتميًا) لعدة أجرام سماوية وتطورها

التطور النجمي هو العملية التي يتغير بها النجم بمرور الزمن. وبحسب كتلة النجم، يتراوح عمره من بضعة ملايين من السنين للنجوم الأضخم إلى تريليونات السنين للنجوم الأخف، وهو عمر أطول بكثير من عمر الكون الحالي . يوضح الجدول أعمار النجوم كدالة لكتلها. [ 1 ] تتشكل جميع النجوم من سحب من الغاز والغبار تنهار، والتي تُسمى غالبًا بالسدم أو السحب الجزيئية . وعلى مدار ملايين السنين، تستقر هذه النجوم الأولية في حالة توازن، لتصبح ما يُعرف بنجم التسلسل الرئيسي .

يُمدّ الاندماج النووي النجوم بالطاقة طوال معظم فترة وجودها. في البداية، تتولد الطاقة من اندماج ذرات الهيدروجين في لبّ نجم التسلسل الرئيسي. لاحقًا، عندما يصبح الهيليوم هو الذرة الغالبة في اللبّ ، تبدأ نجوم مثل الشمس بدمج الهيدروجين على طول غلاف كروي يحيط باللب. تتسبب هذه العملية في نمو النجم تدريجيًا في الحجم، مرورًا بمرحلة ما قبل العملاق حتى يصل إلى مرحلة العملاق الأحمر . يمكن للنجوم التي تبلغ كتلتها نصف كتلة الشمس على الأقل أن تبدأ أيضًا في توليد الطاقة من خلال اندماج الهيليوم في لبّها، بينما يمكن للنجوم الأكثر كتلة دمج عناصر أثقل على طول سلسلة من الأغلفة متحدة المركز. بمجرد أن ينفد وقود نجم مثل الشمس النووي، ينهار لبّه ليتحول إلى قزم أبيض كثيف ، وتُقذف الطبقات الخارجية على شكل سديم كوكبي . يمكن للنجوم التي تبلغ كتلتها عشرة أضعاف كتلة الشمس أو أكثر أن تنفجر في مستعر أعظم عندما تنهار أنويتها الحديدية الخاملة لتتحول إلى نجم نيوتروني شديد الكثافة أو ثقب أسود . على الرغم من أن عمر الكون ليس كافياً لكي تصل أي من أصغر الأقزام الحمراء إلى نهاية وجودها، إلا أن النماذج النجمية تشير إلى أنها ستصبح أكثر سطوعاً وسخونة ببطء قبل أن ينفد وقود الهيدروجين منها وتتحول إلى أقزام بيضاء منخفضة الكتلة. [ 2 ]

لا تُدرس تطورات النجوم من خلال مراقبة حياة نجم واحد، إذ أن معظم التغيرات النجمية تحدث ببطء شديد بحيث لا يمكن رصدها، حتى على مدى قرون عديدة. بدلاً من ذلك، يتوصل علماء الفيزياء الفلكية إلى فهم كيفية تطور النجوم من خلال مراقبة العديد من النجوم في مراحل مختلفة من حياتها، ومن خلال محاكاة بنية النجوم باستخدام نماذج حاسوبية .

تكوين النجوم

تمثيل مبسط لمراحل تطور النجوم

بروتوستار

رسم تخطيطي لتطور النجوم

يبدأ تطور النجوم بانهيار سحابة جزيئية عملاقة بفعل الجاذبية . يبلغ قطر السحب الجزيئية العملاقة النموذجية حوالي 100 سنة ضوئية (9.5 × 10¹⁴ كم ) وتحتوي على ما يصل إلى 6 ملايين كتلة شمسية (1.2 × 10³⁷ كجم ) . أثناء انهيارها، تتفتت السحابة الجزيئية العملاقة إلى أجزاء أصغر فأصغر. في كل جزء من هذه الأجزاء، يُطلق الغاز المنهار طاقة كامنة جاذبية على شكل حرارة. ومع ارتفاع درجة حرارته وضغطه، يتكثف جزء منه ليُشكّل كرة دوارة من غاز فائق السخونة تُعرف باسم النجم الأولي . [ 3 ] تُعدّ البنى الخيطية شائعة جدًا في السحابة الجزيئية. تتفتت الخيوط الجزيئية الكثيفة إلى نوى مرتبطة جاذبيًا، وهي النواة الأولية للنجوم. قد يتحكم التراكم المستمر للغاز، والانحناء الهندسي، والمجالات المغناطيسية في طريقة تفتت الخيوط بدقة. في الخيوط فوق الحرجة، كشفت الملاحظات عن سلاسل شبه دورية من النوى الكثيفة بمسافات متباعدة تقارن بالعرض الداخلي للخيط، ونجمين أوليين مضمنين مع تدفقات غازية خارجية. [ 4 ]  

يستمر النجم الأولي في النمو عن طريق تراكم الغاز والغبار من السحابة الجزيئية، ليصبح نجمًا قبل مرحلة التسلسل الرئيسي عندما يصل إلى كتلته النهائية. ويتحدد تطوره اللاحق بكتلته. تُقارن الكتلة عادةً بكتلة الشمس : 1.0 كتلة شمسية ( 2.0 × 10³⁰ كجم ) تعني كتلة شمسية واحدة.  

تُحاط النجوم الأولية بالغبار، ولذلك يسهل رصدها عند أطوال موجات الأشعة تحت الحمراء . وقد كانت عمليات الرصد التي أجراها مستكشف المسح بالأشعة تحت الحمراء واسع المجال (WISE) ذات أهمية خاصة في الكشف عن العديد من النجوم الأولية في المجرة وعناقيدها النجمية الأم . [ 5 ] [ 6 ]

الأقزام البنية والأجسام شبه النجمية

النجوم الأولية التي تقل كتلتها عن 0.08 كتلة شمسية تقريبًا (1.6 × 10²⁹ كجم) لا تصل أبدًا إلى درجات حرارة كافية لبدء الاندماج النووي للهيدروجين. تُعرف هذه النجوم بالأقزام البنية . يُعرّف الاتحاد الفلكي الدولي الأقزام البنية بأنها نجوم ذات كتلة كافية لدمج الديوتيريوم في مرحلة ما من حياتها (13 كتلة مشتري ، 2.5 × 10²⁸ كجم، أو 0.0125 كتلة شمسية ) . تُصنف الأجسام الأصغر من 13 كتلة مشتري على أنها أقزام بنية فرعية (ولكن إذا كانت تدور حول جرم نجمي آخر ، تُصنف على أنها كواكب). [ 7 ] كلا النوعين، سواءً أكان يحرق الديوتيريوم أم لا، يسطع بضوء خافت ويتلاشى ببطء، ويبرد تدريجيًا على مدى مئات الملايين من السنين.       

الأجسام النجمية ذات الكتلة الرئيسية

Main Sequence
Main Sequence
مسارات تطور النجوم ذات الكتل الأولية المختلفة على مخطط هرتزبرونغ-راسل . تبدأ هذه المسارات بمجرد وصول النجم إلى مرحلة التسلسل الرئيسي ، وتتوقف عند توقف الاندماج النووي (للنجوم الضخمة) وعند نهاية فرع العملاق الأحمر (للنجوم التي تبلغ كتلتها كتلة شمسية واحدة أو أقل ). [ 8 ] يظهر مسار أصفر للشمس ، التي ستتحول إلى عملاق أحمر بعد انتهاء مرحلة التسلسل الرئيسي، قبل أن تتوسع أكثر على طول فرع العملاق المقارب ، وهي المرحلة الأخيرة التي تخضع فيها الشمس للاندماج النووي. 
الشباب العنيف لنجوم مثل الشمس

بالنسبة للنجوم الأولية ذات الكتلة الأكبر، ستصل درجة حرارة النواة في النهاية إلى 10 ملايين كلفن ، مما يؤدي إلى بدء تفاعل سلسلة البروتون-بروتون ، ويسمح للهيدروجين بالاندماج، أولًا إلى ديوتيريوم ثم إلى هيليوم . في النجوم التي تزيد كتلتها قليلًا عن كتلة الشمس ( 2.0 × 10³⁰ كجم ) ، يُساهم تفاعل اندماج الكربون-النيتروجين-الأكسجين ( دورة CNO ) بجزء كبير من توليد الطاقة. يؤدي بدء الاندماج النووي بسرعة نسبية إلى حالة توازن هيدروستاتيكي ، حيث تحافظ الطاقة المنبعثة من النواة على ضغط غاز مرتفع، مما يُوازن وزن مادة النجم ويمنع المزيد من الانهيار الجذبي. وهكذا، يتطور النجم بسرعة إلى حالة مستقرة، ليبدأ مرحلة التسلسل الرئيسي من تطوره.  

يستقر النجم الجديد عند نقطة محددة على التسلسل الرئيسي لمخطط هرتزبرونغ-راسل ، ويعتمد نوعه الطيفي على كتلة النجم. فالأقزام الحمراء الصغيرة، الباردة نسبيًا، ذات الكتلة المنخفضة ، تدمج الهيدروجين ببطء، وتبقى على التسلسل الرئيسي لمئات المليارات من السنين أو أكثر، بينما تغادر النجوم الضخمة الساخنة من النوع O التسلسل الرئيسي بعد بضعة ملايين من السنين فقط. أما النجم القزم الأصفر متوسط ​​الحجم ، كالشمس، فيبقى على التسلسل الرئيسي لحوالي 10 مليارات سنة. ويُعتقد أن الشمس في منتصف عمرها على التسلسل الرئيسي.

النظام الكوكبي

قد يكتسب النجم قرصًا كوكبيًا أوليًا ، والذي يمكن أن يتطور بدوره إلى نظام كوكبي .

نجوم ناضجون

البنى الداخلية لنجوم التسلسل الرئيسي ، ومناطق الحمل الحراري ذات الدورات المشار إليها بالأسهم، ومناطق الإشعاع ذات الومضات الحمراء. على اليسار قزم أحمر منخفض الكتلة ، وفي الوسط قزم أصفر متوسط ​​الحجم ، وعلى اليمين نجم ضخم أزرق-أبيض من نجوم التسلسل الرئيسي.

في نهاية المطاف، ينفد مخزون الهيدروجين في لب النجم، ويبدأ النجم بالخروج عن التسلسل الرئيسي . وبدون ضغط الإشعاع الخارجي الناتج عن اندماج الهيدروجين لموازنة قوة الجاذبية ، ينكمش اللب حتى يصبح ضغط انحلال الإلكترونات كافيًا لمقاومة الجاذبية، أو حتى يسخن اللب بدرجة كافية (حوالي 100 مليون كلفن) لبدء اندماج الهيليوم . ويعتمد أي من هذين الأمرين يحدث أولًا على كتلة النجم.

النجوم منخفضة الكتلة

ما يحدث بعد أن يتوقف نجم منخفض الكتلة عن إنتاج الطاقة من خلال الاندماج لم تتم ملاحظته بشكل مباشر؛ يبلغ عمر الكون حوالي 13.8 مليار سنة، وهو وقت أقل (بعدد مراتب من حيث الحجم، في بعض الحالات) من الوقت الذي يستغرقه الاندماج للتوقف في مثل هذه النجوم.

تشير النماذج الفيزيائية الفلكية الحديثة إلى أن الأقزام الحمراء التي تبلغ كتلتها 0.1 كتلة شمسية قد تبقى على التسلسل الرئيسي لمدة تتراوح بين ستة إلى اثني عشر تريليون سنة، مع ازدياد تدريجي في كل من درجة الحرارة واللمعان ، وتستغرق مئات المليارات من السنين لتنهار ببطء إلى قزم أبيض . [ 9 ] [ 10 ] لن تتحول هذه النجوم إلى عمالقة حمراء لأن النجم بأكمله عبارة عن منطقة حمل حراري ، ولن تتطور فيها نواة هيليوم متدهورة مع غلاف يحرق الهيدروجين. بدلاً من ذلك، سيستمر اندماج الهيدروجين حتى يصبح النجم بأكمله تقريبًا من الهيليوم. 

تتوسع النجوم ذات الكتلة الأكبر قليلاً لتصبح عمالقة حمراء ، لكن نوى الهيليوم فيها ليست ضخمة بما يكفي للوصول إلى درجات الحرارة اللازمة لاندماج الهيليوم، لذا فهي لا تصل أبدًا إلى قمة فرع العملاق الأحمر. عند انتهاء احتراق غلاف الهيدروجين، تنتقل هذه النجوم مباشرةً من فرع العملاق الأحمر مثل نجم ما بعد فرع العملاق المقارب (AGB)، ولكن بإضاءة أقل، لتصبح قزمًا أبيض. [ 2 ] يستطيع نجم بكتلة ابتدائية تبلغ حوالي 0.6 كتلة شمسية الوصول إلى درجات حرارة عالية بما يكفي لدمج الهيليوم، وتستمر هذه النجوم "متوسطة الحجم" في مراحل تطور أخرى تتجاوز فرع العملاق الأحمر. [ 11 ] 

نجوم متوسطة الحجم

المسار التطوري لنجم ذي كتلة شمسية ومعدنية شمسية من التسلسل الرئيسي إلى ما بعد مرحلة العملاق المقارب العملاق

تتحول النجوم التي تتراوح كتلتها بين 0.6 و10 أضعاف كتلة الشمس إلى عمالقة حمراء ، وهي نجوم كبيرة غير تابعة للتسلسل الرئيسي، وتُصنف ضمن الفئتين النجميتين K أو M. تقع العمالقة الحمراء على الحافة اليمنى لمخطط هرتزبرونغ-راسل نظرًا للونها الأحمر ولمعانها الشديد. ومن أمثلتها نجم الدبران في كوكبة الثور ونجم السماك الرامح في كوكبة العواء . 

تُصبح النجوم متوسطة الحجم عمالقة حمراء خلال مرحلتين مختلفتين من تطورها بعد مرحلة التسلسل الرئيسي: نجوم فرع العملاق الأحمر، ذات النوى الخاملة المكونة من الهيليوم وأغلفة احتراق الهيدروجين، ونجوم فرع العملاق المقارب، ذات النوى الخاملة المكونة من الكربون وأغلفة احتراق الهيليوم داخل أغلفة احتراق الهيدروجين. [ 12 ] بين هاتين المرحلتين، تقضي النجوم فترة على الفرع الأفقي بنواة تندمج فيها جزيئات الهيليوم. تتجمع العديد من هذه النجوم المندمجة للهيليوم نحو الطرف البارد من الفرع الأفقي كعمالقة من النوع K، ويُشار إليها باسم عمالقة التكتل الأحمر .

مرحلة شبه عملاقة

عندما ينفد الهيدروجين في لبّ النجم، فإنه يخرج من التسلسل الرئيسي ويبدأ بدمج الهيدروجين في غلاف خارجي. تزداد كتلة اللبّ مع ازدياد إنتاج الهيليوم في الغلاف. واعتمادًا على كتلة لبّ الهيليوم، يستمر هذا لعدة ملايين إلى مليار أو ملياري سنة، حيث يتمدد النجم ويبرد بمستوى إضاءة مماثل أو أقل قليلًا من مستوى إضاءته في التسلسل الرئيسي. في النهاية، إما أن يصبح اللبّ متدهورًا، كما هو الحال في النجوم ذات كتلة الشمس تقريبًا، أو تبرد الطبقات الخارجية بدرجة كافية لتصبح معتمة، كما هو الحال في النجوم الأكثر ضخامة. يؤدي أي من هذين التغيرين إلى ارتفاع درجة حرارة غلاف الهيدروجين وزيادة إضاءة النجم، وعندها يتمدد النجم إلى فرع العملاق الأحمر. [ 13 ]

مرحلة الفرع العملاق الأحمر

تصوير فني لدورة حياة نجم شبيه بالشمس، يبدأ كنجم من نجوم التسلسل الرئيسي في أسفل اليسار ثم يتوسع عبر مراحل ما قبل العملاق والعملاق ، حتى يتم طرد غلافه الخارجي لتشكيل سديم كوكبي في أعلى اليمين

تتسم الطبقات الخارجية المتوسعة للنجم بظاهرة الحمل الحراري ، حيث يختلط المادة بفعل الاضطراب من قرب مناطق الاندماج وصولاً إلى سطح النجم. بالنسبة لجميع النجوم باستثناء النجوم ذات الكتلة الأدنى، تبقى المادة المندمجة في أعماق باطن النجم قبل هذه المرحلة، لذا فإن الغلاف الحراري يجعل نواتج الاندماج مرئية على سطح النجم لأول مرة. في هذه المرحلة من التطور، تكون النتائج دقيقة، حيث تكون التأثيرات الأكبر، وهي التغيرات في نظائر الهيدروجين والهيليوم، غير قابلة للملاحظة. تظهر آثار دورة الكربون-نيتروجين-أكسجين على السطح خلال عملية التجريف الأولى ، مع انخفاض نسب الكربون -12 / الكربون -13 وتغير نسب الكربون والنيتروجين. يمكن رصد هذه التغيرات باستخدام التحليل الطيفي ، وقد تم قياسها للعديد من النجوم المتطورة.

يستمر لب الهيليوم في النمو على فرع العملاق الأحمر. لم يعد في حالة توازن حراري، إما متدهورًا أو فوق حد شونبيرغ-تشاندراسيكار ، لذا ترتفع درجة حرارته مما يؤدي إلى زيادة معدل الاندماج في غلاف الهيدروجين. يزداد لمعان النجم باتجاه قمة فرع العملاق الأحمر . تصل جميع نجوم فرع العملاق الأحمر ذات لب الهيليوم المتدهور إلى القمة بكتل لب ولمعان متقاربين جدًا، على الرغم من أن العمالقة الحمراء الأكثر كتلة تصبح ساخنة بما يكفي لبدء اندماج الهيليوم قبل تلك النقطة.

الفرع الأفقي

في النوى الهيليومية للنجوم التي تتراوح كتلتها بين 0.6 و2.0 كتلة شمسية، والتي يعتمد اندماجها بشكل كبير على ضغط انحلال الإلكترونات ، يحدث اندماج الهيليوم خلال أيام في ومضة هيليومية . أما في النوى غير المنحلة للنجوم الأكثر ضخامة، فيحدث اندماج الهيليوم ببطء نسبيًا دون ومضة. [ 14 ] الطاقة النووية المنبعثة خلال ومضة الهيليوم هائلة، إذ تبلغ حوالي 10⁸ ضعف إضاءة الشمس لبضعة أيام [ 13 ] و10¹¹ ضعف إضاءة الشمس (أي ما يعادل تقريبًا إضاءة مجرة ​​درب التبانة ) لبضع ثوانٍ. [ 15 ] مع ذلك، تُستهلك هذه الطاقة في التمدد الحراري للنواة المنحلة في البداية، وبالتالي لا يمكن رؤيتها من خارج النجم. [ 13 ] [ 15 ] [ 16 ] نتيجة لتمدد النواة، يتباطأ اندماج الهيدروجين في الطبقات العلوية، مما يؤدي إلى انخفاض إجمالي توليد الطاقة. ينكمش النجم، وإن لم يصل إلى مرحلة التسلسل الرئيسي، وينتقل إلى الفرع الأفقي على مخطط هرتزبرونغ-راسل، متقلصًا تدريجيًا في نصف قطره ومرتفعًا في درجة حرارة سطحه.

تغير حجم نجم شبيه بالشمس مع مرور الوقت

تتطور نجوم الوميض الهيليومي الأساسية نحو الطرف الأحمر للفرع الأفقي، لكنها لا تهاجر إلى درجات حرارة أعلى قبل أن تكتسب نواة متحللة من الكربون والأكسجين وتبدأ باحتراق غلاف الهيليوم. غالبًا ما تُلاحظ هذه النجوم على شكل كتلة حمراء في مخطط اللون-القدر الظاهري للعنقود، وهي أكثر سخونة وأقل إضاءة من العمالقة الحمراء. تتحرك النجوم ذات الكتلة الأعلى والنوى الهيليومية الأكبر حجمًا على طول الفرع الأفقي نحو درجات حرارة أعلى، ويصبح بعضها نجومًا نابضة غير مستقرة في شريط عدم الاستقرار الأصفر ( متغيرات RR Lyrae )، بينما يصبح بعضها الآخر أكثر سخونة ويمكن أن يشكل ذيلًا أزرق أو خطافًا أزرق للفرع الأفقي. يعتمد شكل الفرع الأفقي على معايير مثل المعدنية والعمر ومحتوى الهيليوم، لكن التفاصيل الدقيقة لا تزال قيد الدراسة. [ 17 ]

مرحلة الفرع العملاق التقاربي

بعد أن يستهلك النجم الهيليوم الموجود في نواته، يستمر اندماج الهيدروجين والهيليوم في أغلفة تحيط بنواة ساخنة من الكربون والأكسجين . يتبع النجم مسار العملاق المقارب على مخطط هرتزبرونغ-راسل، موازياً لتطور العملاق الأحمر الأصلي، ولكن مع توليد طاقة أسرع (يستمر لفترة أقصر). [ 18 ] على الرغم من احتراق الهيليوم في غلاف، فإن معظم الطاقة تُنتج من احتراق الهيدروجين في غلاف أبعد عن نواة النجم. يتساقط الهيليوم من هذه الأغلفة المحترقة للهيدروجين نحو مركز النجم، وتزداد الطاقة الناتجة من غلاف الهيليوم بشكل دوري بشكل كبير. يُعرف هذا بالنبضة الحرارية ، وتحدث قرب نهاية مرحلة مسار العملاق المقارب، وأحياناً حتى في مرحلة ما بعد مسار العملاق المقارب. اعتماداً على الكتلة والتركيب، قد يتراوح عدد النبضات الحرارية من عدة إلى مئات.

توجد مرحلة في صعود فرع العملاق المقارب تتشكل فيها منطقة حمل حراري عميقة قادرة على جلب الكربون من النواة إلى السطح. تُعرف هذه المرحلة بالصعود الثاني، وقد يحدث صعود ثالث في بعض النجوم. وبهذه الطريقة، يتشكل النجم الكربوني ، وهو نجم بارد جدًا ومحمر بشدة، ويُظهر خطوطًا كربونية قوية في أطيافه. قد تُحوّل عملية تُعرف بالاحتراق القاعي الساخن الكربون إلى أكسجين ونيتروجين قبل أن يُنقل إلى السطح، ويُحدد التفاعل بين هاتين العمليتين اللمعان والأطياف المرصودة للنجوم الكربونية في عناقيد نجمية معينة. [ 19 ]

تُعدّ متغيرات ميرا فئة أخرى معروفة من نجوم فرع العملاق المقارب ، وهي تنبض بفترات محددة تتراوح بين عشرات ومئات الأيام، وبسعات كبيرة تصل إلى حوالي 10 درجات سطوع (في النطاق المرئي، تتغير الإضاءة الكلية بمقدار أقل بكثير). في النجوم الأكثر كتلة، تزداد إضاءة النجوم وتطول فترة نبضها، مما يؤدي إلى زيادة فقدان الكتلة، وتصبح النجوم محجوبة بشدة عند الأطوال الموجية المرئية. يمكن رصد هذه النجوم كنجوم OH/IR ، حيث تنبض في نطاق الأشعة تحت الحمراء وتُظهر نشاطًا ليزريًا من نوع OH . من الواضح أن هذه النجوم غنية بالأكسجين، على عكس النجوم الكربونية، ولكن يجب أن يكون كلا النوعين ناتجًا عن عمليات تجريف.

ما بعد AGB

سديم عين القط ، وهو سديم كوكبي يتشكل نتيجة موت نجم له كتلة تقارب كتلة الشمس

تصل هذه النجوم متوسطة الحجم في نهاية المطاف إلى قمة فرع العملاق المقارب، وينفد وقودها اللازم لاحتراق الغلاف. ولأن كتلتها غير كافية لبدء اندماج الكربون على نطاق واسع، فإنها تنكمش مجددًا، وتمر بفترة من الرياح العاتية بعد فرع العملاق المقارب، لتُنتج سديمًا كوكبيًا بنجم مركزي شديد الحرارة. ثم يبرد النجم المركزي ليتحول إلى قزم أبيض. ويكون الغاز المنبعث غنيًا نسبيًا بالعناصر الثقيلة المتكونة داخل النجم، وقد يكون غنيًا بالأكسجين أو الكربون بشكل خاص ، وذلك بحسب نوع النجم. ويتراكم الغاز في غلاف متمدد يُسمى الغلاف المحيط بالنجم ، ويبرد كلما ابتعد عن النجم، مما يسمح بتكوّن جزيئات الغبار والجزيئات. ومع تدفق طاقة الأشعة تحت الحمراء العالية من النجم المركزي، تتشكل ظروف مثالية في هذه الأغلفة المحيطة بالنجم لإثارة الميزر .

من الممكن أن تتولد نبضات حرارية بمجرد بدء تطور فرع العملاق المقارب، مما ينتج عنه مجموعة متنوعة من النجوم غير العادية وغير المفهومة جيدًا والمعروفة باسم نجوم فرع العملاق المقارب المولودة من جديد. [ 20 ] قد ينتج عن ذلك نجوم فرع أفقي متطرفة ( نجوم شبه قزمة من النوع B )، ونجوم فرع العملاق المقارب التي تعاني من نقص الهيدروجين، ونجوم مركزية متغيرة في السدم الكوكبية، ومتغيرات R Coronae Borealis .

نجوم ضخمة

صورة مُعاد بناؤها لنجم قلب العقرب ، وهو نجم عملاق أحمر.

في النجوم الضخمة، يكون اللب كبيرًا بما يكفي عند بداية غلاف احتراق الهيدروجين بحيث يحدث اشتعال الهيليوم قبل أن تتاح لضغط انحلال الإلكترونات فرصة الانتشار. لذا، عندما تتمدد هذه النجوم وتبرد، لا يزداد سطوعها بشكل ملحوظ مثل النجوم الأقل كتلة؛ ومع ذلك، كانت أكثر إضاءة في التسلسل الرئيسي وتتطور إلى عمالقة فائقة الإضاءة. تصبح أنويتها ضخمة لدرجة أنها لا تستطيع دعم نفسها بانحلال الإلكترونات ، وستنهار في النهاية لتكوين نجم نيوتروني أو ثقب أسود . [ 21 ]

تطور العملاق الفائق

تفقد النجوم الضخمة للغاية (أكثر من 40 كتلة شمسية تقريبًا )، والتي تتميز بإضاءة شديدة وبالتالي رياح نجمية فائقة السرعة، كتلتها بسرعة كبيرة نتيجة ضغط الإشعاع، ما يؤدي إلى تجريدها من أغلفةها الخارجية قبل أن تتمدد لتصبح عمالقة حمراء ، وبالتالي تحتفظ بدرجات حرارة سطحية عالية للغاية (ولون أبيض مزرق) منذ مرحلة التسلسل الرئيسي. تبلغ كتلة أكبر نجوم الجيل الحالي حوالي 100-150 كتلة شمسية ، لأن طبقاتها الخارجية ستُقذف بفعل الإشعاع الشديد. وعلى الرغم من أن النجوم الأقل كتلة لا تحرق طبقاتها الخارجية عادةً بهذه السرعة، إلا أنها قد تتجنب التحول إلى عمالقة حمراء أو عمالقة حمراء فائقة إذا كانت ضمن أنظمة ثنائية قريبة بما يكفي بحيث يُجرّد النجم المرافق غلافه الخارجي أثناء تمدده، أو إذا كانت تدور بسرعة كافية بحيث يمتد الحمل الحراري من النواة إلى السطح، ما يؤدي إلى غياب نواة وغلاف منفصلين نتيجة الاختلاط التام. [ 22 ]  

طبقات تشبه البصل لنجم ضخم متطور قبل انهيار نواته مباشرة (ليس وفقًا للمقياس)

تزداد حرارة وكثافة لبّ النجم الضخم، الذي يُعرَّف بأنه المنطقة الخالية من الهيدروجين، مع تراكم المادة الناتجة عن اندماج الهيدروجين خارجه. في النجوم ذات الكتلة الكافية، يصل اللبّ إلى درجات حرارة وكثافات عالية بما يكفي لدمج الكربون والعناصر الأثقل عبر عملية ألفا . في نهاية اندماج الهيليوم، يتكون لبّ النجم بشكل أساسي من الكربون والأكسجين. في النجوم التي تزيد كتلتها عن 8 أضعاف كتلة الشمس تقريبًا ، يشتعل الكربون ويندمج لتكوين النيون والصوديوم والمغنيسيوم. أما النجوم الأقل كتلة، فقد يشتعل الكربون فيها جزئيًا، لكنها لا تستطيع دمجه بالكامل قبل أن يبدأ انحلال الإلكترونات ، وستُخلِّف هذه النجوم في النهاية قزمًا أبيض من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم . [ 23 ] [ 21 ] 

يعتمد الحد الأقصى الدقيق لكتلة الاحتراق الكامل للكربون على عدة عوامل، مثل نسبة المعادن والكتلة المفقودة بالتفصيل على فرع العملاق المقارب ، ولكنه يتراوح تقريبًا بين 8 و9 أضعاف كتلة الشمس . [ 23 ] بعد اكتمال احتراق الكربون، تصل كتلة لب هذه النجوم إلى حوالي 2.5 ضعف كتلة الشمس ، وتصبح ساخنة بما يكفي لاندماج العناصر الأثقل. قبل أن يبدأ الأكسجين بالاندماج ، يبدأ النيون في التقاط الإلكترونات ، مما يؤدي إلى احتراق النيون . بالنسبة لمجموعة من النجوم التي تتراوح كتلتها بين 8 و12 ضعف كتلة الشمس تقريبًا ، تكون هذه العملية غير مستقرة وتؤدي إلى اندماج متسارع ينتج عنه مستعر أعظم ناتج عن التقاط الإلكترونات . [ 24 ] [ 21 ]   

في النجوم الأكثر ضخامة، يستمر اندماج النيون دون احتراق متسارع. ويتبع ذلك احتراق كامل للأكسجين والسيليكون ، مما ينتج عنه نواة تتكون في معظمها من عناصر ذروة الحديد . وتحيط بالنواة أغلفة من عناصر أخف وزنًا لا تزال تخضع للاندماج. إن الفترة الزمنية اللازمة للاندماج الكامل لنواة كربونية إلى نواة حديدية قصيرة جدًا، بضع مئات من السنين فقط، لدرجة أن الطبقات الخارجية للنجم لا تستطيع التفاعل، ويبقى مظهر النجم دون تغيير يُذكر. تنمو النواة الحديدية حتى تصل إلى كتلة تشاندراسيكار الفعّالة ، وهي أعلى من كتلة تشاندراسيكار الرسمية نظرًا لتصحيحات مختلفة للتأثيرات النسبية، والإنتروبيا، والشحنة، والغلاف المحيط. تتراوح كتلة تشاندراسيكار الفعّالة للنواة الحديدية من حوالي 1.34 كتلة شمسية في أقل العمالقة الحمراء ضخامة إلى أكثر من 1.8 كتلة شمسية في النجوم الأكثر ضخامة. بمجرد الوصول إلى هذه الكتلة، تبدأ الإلكترونات في الانجذاب إلى نوى ذروة الحديد، وتصبح النواة غير قادرة على دعم نفسها. ينهار اللب ويدمر النجم، إما في انفجار مستعر أعظم أو انهيار مباشر إلى ثقب أسود . [ 21 ]  

المستعر الأعظم

سديم السرطان ، البقايا المحطمة لنجم انفجر كمستعر أعظم كان مرئيًا في عام 1054 ميلادي

عندما ينهار لب نجم ضخم، فإنه يُشكّل نجمًا نيوترونيًا ، أو في حالة النوى التي تتجاوز حد تولمان-أوبنهايمر-فولكوف ، ثقبًا أسود . ومن خلال عملية غير مفهومة تمامًا، يتحول جزء من طاقة الوضع التثاقلية المنبعثة من انهيار هذا اللب إلى مستعر أعظم من النوع Ib أو Ic أو II . ومن المعروف أن انهيار اللب يُنتج تدفقًا هائلًا من النيوترينوات ، كما لوحظ في المستعر الأعظم SN 1987A . تعمل النيوترينوات فائقة الطاقة على تفتيت بعض النوى؛ ويُستهلك جزء من طاقتها في إطلاق النيوكليونات ، بما في ذلك النيوترونات ، بينما يتحول جزء آخر إلى حرارة وطاقة حركية ، مما يزيد من قوة الموجة الصدمية الناتجة عن ارتداد بعض المواد المتساقطة من اللب المنهار. وقد يؤدي التقاط الإلكترونات في الأجزاء شديدة الكثافة من المادة المتساقطة إلى إنتاج نيوترونات إضافية. بسبب تعرض بعض المادة المرتدة للقصف بالنيوترونات، تستحوذ بعض أنويتها عليها، مما يُنتج طيفًا من المواد الأثقل من الحديد، بما في ذلك العناصر المشعة حتى اليورانيوم (وربما ما هو أثقل منه) . [ 25 ] على الرغم من أن العمالقة الحمر غير المتفجرة قادرة على إنتاج كميات كبيرة من العناصر الأثقل من الحديد باستخدام النيوترونات المنبعثة من تفاعلات نووية سابقة ، فإن وفرة العناصر الأثقل من الحديد (وخاصةً نظائر معينة لعناصر لها نظائر مستقرة أو طويلة العمر) الناتجة عن هذه التفاعلات تختلف تمامًا عن تلك الناتجة عن المستعر الأعظم. لا تتطابق أي من الوفرة وحدها مع تلك الموجودة في النظام الشمسي ، لذا فإن كلًا من المستعرات العظمى، واندماج النجوم النيوترونية [ 26 ] ، وقذف العناصر من العمالقة الحمر، كلها عوامل ضرورية لتفسير الوفرة الملحوظة للعناصر الثقيلة ونظائرها .

لا تقتصر الطاقة المنتقلة من انهيار النواة إلى المادة المرتدة على توليد العناصر الثقيلة فحسب، بل توفر أيضًا تسارعًا يتجاوز سرعة الإفلات بكثير ، مما يؤدي إلى حدوث مستعر أعظم من النوع Ib أو Ic أو II. ولا يزال فهمنا الحالي لانتقال هذه الطاقة غير مُرضٍ؛ فعلى الرغم من أن النماذج الحاسوبية الحالية للمستعرات العظمى من النوع Ib وIc وII تُفسر جزءًا من انتقال الطاقة، إلا أنها لا تستطيع تفسير كمية كافية من الطاقة لإنتاج قذف المادة المرصود. [ 27 ] ومع ذلك، قد تلعب تذبذبات النيوترينو دورًا هامًا في مشكلة انتقال الطاقة، إذ إنها لا تؤثر فقط على الطاقة المتاحة في نوع معين من النيوترينوات، بل تؤثر أيضًا من خلال تأثيرات نسبية عامة أخرى على النيوترينوات. [ 28 ] [ 29 ]

تشير بعض الأدلة المستقاة من تحليل كتلة ومعلمات مدارات النجوم النيوترونية الثنائية (التي تتطلب انفجارين مستعرين عظميين) إلى أن انهيار نواة من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم قد ينتج عنه مستعر أعظم يختلف بشكل ملحوظ (بطرق أخرى غير الحجم) عن المستعر الأعظم الناتج عن انهيار نواة من الحديد. [ 30 ]

قد تُدمر أضخم النجوم الموجودة اليوم تدميراً كاملاً بفعل مستعر أعظم ذي طاقة تتجاوز بكثير طاقة ربطها التثاقلي . هذا الحدث النادر، الناجم عن عدم استقرار الأزواج النجمية ، لا يُخلّف وراءه أي بقايا ثقب أسود. [ 31 ] في تاريخ الكون القديم، كانت بعض النجوم أكبر حجماً من أكبر النجوم الموجودة اليوم، وكانت تنهار فوراً لتتحول إلى ثقب أسود في نهاية حياتها، نتيجةً للتفكك الضوئي .

بقايا النجوم

تطور النجوم منخفضة الكتلة (الدورة اليسرى)، ومتوسطة الكتلة (الدورة العلوية اليسرى)، وعالية الكتلة (الدورة اليمنى)، مع أمثلة مكتوبة بخط مائل.

بعد أن ينفد مخزون الوقود لدى النجم، يمكن أن تتخذ بقاياه أحد الأشكال الثلاثة، اعتمادًا على كتلتها خلال فترة حياتها.

الأقزام البيضاء والسوداء

بالنسبة لنجم كتلته 1 كتلة شمسية ، يكون القزم الأبيض الناتج كتلته حوالي 0.6 كتلة شمسية ، مضغوطًا إلى حجم يُقارب حجم الأرض. الأقزام البيضاء مستقرة لأن قوة الجاذبية الداخلية تُوازنها قوة انحلال إلكترونات النجم، نتيجة لمبدأ استبعاد باولي . يُشكل ضغط انحلال الإلكترونات حدًا تقريبيًا للانضغاط الإضافي؛ لذا، بالنسبة لتركيب كيميائي مُحدد، يكون للأقزام البيضاء ذات الكتلة الأكبر حجم أصغر. مع نفاد الوقود، يُشع النجم حرارته المتبقية في الفضاء لمليارات السنين.  

يكون القزم الأبيض شديد الحرارة عند تشكله، إذ تتجاوز درجة حرارته 100,000 كلفن على سطحه، وتكون أشد حرارة في باطنه. وتصل حرارته إلى درجة تجعله يفقد جزءًا كبيرًا من طاقته على شكل نيوترينوات خلال العشرة ملايين سنة الأولى من وجوده، ويفقد معظم طاقته بعد مليار سنة. [ 32 ]

يعتمد التركيب الكيميائي للقزم الأبيض على كتلته. فالنجم الذي تبلغ كتلته حوالي 8-12 كتلة شمسية سيُشعل اندماج الكربون لتكوين المغنيسيوم والنيون وكميات أقل من عناصر أخرى، مما ينتج عنه قزم أبيض يتكون أساسًا من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم، شريطة أن يفقد كتلة كافية لتنخفض عن حد تشاندراسيكار (انظر أدناه)، وشريطة ألا يكون اشتعال الكربون عنيفًا لدرجة تفجير النجم في مستعر أعظم. [ 33 ] أما النجم الذي تبلغ كتلته مقدار كتلة الشمس تقريبًا فلن يتمكن من إشعال اندماج الكربون، وسينتج عنه قزم أبيض يتكون أساسًا من الكربون والأكسجين، وكتلة منخفضة جدًا بحيث لا تنهار إلا إذا أُضيفت إليه مادة لاحقًا (انظر أدناه). والنجم الذي تقل كتلته عن نصف كتلة الشمس تقريبًا لن يتمكن من إشعال اندماج الهيليوم (كما ذُكر سابقًا)، وسينتج عنه قزم أبيض يتكون أساسًا من الهيليوم.

في النهاية، كل ما يتبقى هو كتلة باردة مظلمة تُسمى أحيانًا بالقزم الأسود . مع ذلك، فإن عمر الكون ليس كافيًا لوجود أي أقزام سوداء حتى الآن.

إذا تجاوزت كتلة القزم الأبيض حد تشاندراسيكار ، البالغ 1.4 كتلة شمسية لقزم أبيض يتكون أساسًا من الكربون والأكسجين والنيون و/أو المغنيسيوم، فإن ضغط انحلال الإلكترونات يتلاشى نتيجةً لالتقاط الإلكترونات ، مما يؤدي إلى انهيار النجم. وبناءً على التركيب الكيميائي ودرجة الحرارة قبل الانهيار في المركز، سيؤدي ذلك إما إلى الانهيار إلى نجم نيوتروني أو إلى اشتعال متسارع للكربون والأكسجين. تُفضل العناصر الأثقل استمرار انهيار النواة، لأنها تتطلب درجة حرارة أعلى للاشتعال، ولأن التقاط الإلكترونات على هذه العناصر ونواتج اندماجها أسهل؛ بينما تُفضل درجات حرارة النواة المرتفعة التفاعل النووي المتسارع، الذي يُوقف انهيار النواة ويؤدي إلى مستعر أعظم من النوع Ia . [ 34 ] قد تكون هذه المستعرات العظمى أكثر سطوعًا بعدة مرات من المستعر الأعظم من النوع II الذي يُشير إلى موت نجم ضخم، على الرغم من أن الأخير يُطلق طاقة إجمالية أكبر. هذا عدم الاستقرار الذي يؤدي إلى الانهيار يعني أنه لا يمكن أن يوجد قزم أبيض تزيد كتلته عن 1.4 كتلة شمسية تقريبًا (باستثناء طفيف محتمل للأقزام البيضاء سريعة الدوران جدًا، حيث تعمل قوة الطرد المركزي الناتجة عن الدوران على معادلة وزن مادتها جزئيًا). قد يؤدي انتقال الكتلة في نظام ثنائي إلى تجاوز قزم أبيض مستقر في البداية حد تشاندراسيكار.  

إذا شكّل قزم أبيض نظامًا ثنائيًا متقاربًا مع نجم آخر، فقد يتراكم الهيدروجين من النجم المرافق الأكبر حول القزم الأبيض وفوقه حتى ترتفع حرارته إلى درجة كافية لحدوث تفاعل متسارع على سطحه، على الرغم من أن القزم الأبيض يبقى دون حد تشاندراسيكار. يُطلق على هذا الانفجار اسم نوفا .

النجوم النيوترونية

موجة صدمية تشبه الفقاعة لا تزال تتوسع من انفجار مستعر أعظم قبل 15000 عام

في الحالة الطبيعية، تتكون الذرات في معظمها من سحب إلكترونية، مع وجود نوى شديدة الكثافة في المركز (بنسبةٍ ما، لو كانت الذرات بحجم ملعب كرة قدم، لكانت أنويتها بحجم عث الغبار). عندما ينهار لب النجم، يتسبب الضغط في اندماج الإلكترونات والبروتونات عن طريق أسر الإلكترونات . وبدون الإلكترونات، التي تُبقي النوى منفصلة، ​​تنهار النيوترونات لتشكل كرة كثيفة (تشبه إلى حد ما نواة ذرية عملاقة )، ​​مع طبقة رقيقة فوقها من مادة متحللة (تتكون أساسًا من الحديد ما لم تُضَف إليها مادة ذات تركيب مختلف لاحقًا). تقاوم النيوترونات المزيد من الضغط بموجب مبدأ استبعاد باولي ، بطريقة مشابهة لضغط تحلل الإلكترونات، ولكنها أقوى.

تُعرف هذه النجوم بالنجوم النيوترونية، وهي صغيرة للغاية - يبلغ نصف قطرها حوالي 10  كيلومترات، أي لا يتجاوز حجم مدينة كبيرة - وتتميز بكثافة هائلة. يتقلص زمن دورانها بشكل كبير مع تقلص حجمها (بسبب قانون حفظ الزخم الزاوي )؛ وتتراوح فترات الدوران المرصودة للنجوم النيوترونية من حوالي 1.5 مللي ثانية (أكثر من 600 دورة في الثانية) إلى عدة ثوانٍ. [ 35 ] عندما تصطف الأقطاب المغناطيسية لهذه النجوم سريعة الدوران مع الأرض، يُرصد نبض إشعاعي في كل دورة. تُسمى هذه النجوم النيوترونية بالنباضات ، وكانت أول النجوم النيوترونية التي تم اكتشافها. على الرغم من أن الإشعاع الكهرومغناطيسي المكتشف من النباضات يكون في أغلب الأحيان على شكل موجات راديوية، فقد تم رصد النباضات أيضًا بأطوال موجية مرئية وأشعة سينية وأشعة غاما. [ 36 ]

ثقب أسود

صورة للثقب الأسود فائق الكتلة في مركز مجرة ​​ميسييه 87

إذا كانت كتلة البقايا النجمية عالية بما يكفي، فلن يكون ضغط انحلال النيوترونات كافيًا لمنع الانهيار دون نصف قطر شوارزشيلد . وبذلك تتحول البقايا النجمية إلى ثقب أسود. الكتلة التي يحدث عندها هذا التحول غير معروفة على وجه اليقين، ولكن يُقدّر حجمها حاليًا بين 2 و 3 أضعاف كتلة الشمس . 

تتنبأ نظرية النسبية العامة بوجود الثقوب السوداء . ووفقًا للنسبية العامة الكلاسيكية، لا يمكن للمادة أو المعلومات أن تتدفق من داخل الثقب الأسود إلى مراقب خارجي، مع أن التأثيرات الكمومية قد تسمح ببعض الاستثناءات من هذه القاعدة الصارمة. ويُعدّ وجود الثقوب السوداء في الكون مدعومًا بقوة، نظريًا وعبر الرصد الفلكي.

نظرًا لأن آلية انهيار نواة المستعر الأعظم لا تزال غير مفهومة تمامًا، فإنه من غير المعروف ما إذا كان من الممكن أن ينهار نجمٌ مباشرةً إلى ثقب أسود دون إنتاج مستعر أعظم مرئي، أو ما إذا كانت بعض المستعرات العظمى تُشكّل في البداية نجومًا نيوترونية غير مستقرة تنهار لاحقًا إلى ثقوب سوداء؛ كما أن العلاقة الدقيقة بين الكتلة الأولية للنجم والبقايا النهائية ليست مؤكدة تمامًا. ويتطلب حلّ هذه الشكوك تحليل المزيد من المستعرات العظمى وبقاياها.

نماذج

نموذج التطور النجمي هو نموذج رياضي يُستخدم لحساب المراحل التطورية للنجم منذ تكوينه وحتى تحوله إلى بقايا نجمية. تُستخدم كتلة النجم وتركيبه الكيميائي كمدخلات، بينما يُعدّ اللمعان ودرجة حرارة السطح القيدين الوحيدين. تستند معادلات النموذج إلى الفهم الفيزيائي للنجم، عادةً بافتراض التوازن الهيدروستاتيكي. تُجرى بعد ذلك حسابات حاسوبية مكثفة لتحديد حالة النجم المتغيرة بمرور الوقت، مما ينتج عنه جدول بيانات يُستخدم لتحديد مسار تطور النجم على مخطط هرتزبرونغ-راسل ، إلى جانب خصائصه المتطورة الأخرى. [ 37 ] يمكن استخدام نماذج دقيقة لتقدير العمر الحالي للنجم من خلال مقارنة خصائصه الفيزيائية بخصائص النجوم التي تسير على مسار تطوري مماثل. [ 38 ]

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ بيرتولاني، كارلوس أ. (2013). النوى في الكون . وورلد ساينتيفيك. ISBN 978-981-4417-66-2.
  2. 1 2 لافلين، غريغوري؛ بودينهايمر، بيتر؛ آدامز، فريد سي. (1997). "نهاية التسلسل الرئيسي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 482 (1): 420-432 . Bibcode : 1997ApJ...482..420L . doi : 10.1086/304125 .
  3. ^ بريالنيك (2000 ، الفصل 10)
  4. ↑ تشانغ، غو-ين؛ أندريه، ف.؛ مينشيكوف، أ.؛ وانغ، كي (1 أكتوبر 2020). "تفتت خيوط تكوين النجوم في السديم ذي الشكل X لسحابة كاليفورنيا الجزيئية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 642 : A76. arXiv : 2002.05984 . Bibcode : 2020A & A...642A..76Z . doi : 10.1051/0004-6361/202037721 . ISSN 0004-6361 . S2CID 211126855 .  
  5. ↑ "مهمة مستكشف المسح بالأشعة تحت الحمراء واسع المجال" . ناسا.
  6. ↑ ماجايس، د. (2013). اكتشاف النجوم الأولية ومجموعاتها المضيفة عبر WISE ، ApSS، 344، 1 ( كتالوج VizieR )
  7. ↑ "مجموعة العمل المعنية بالكواكب الخارجية: تعريف "الكوكب""بيان موقف الاتحاد الفلكي الدولي . 28 فبراير 2003. مؤرشف من الأصل في 4 فبراير 2012. تم الاطلاع عليه في 30 مايو 2012 .
  8. ^ بريالنيك (2000 ، الشكل 8.19، ص 174)
  9. ↑ "لماذا تبقى أصغر النجوم صغيرة؟" مجلة سكاي آند تلسكوب (22). نوفمبر 1997.
  10. ^ آدامز، إف سي. ب. بودنهايمر؛ جي لافلين (2005). "الأقزام M: تكوين الكوكب والتطور على المدى الطويل" . Astronomische Nachrichten . 326 (10): 913– 919. بيب كود : 2005AN....326..913A . دوى : 10.1002/asna.200510440 .
  11. ↑ ليجون، ت؛ شيرر، د (2001). "قاعدة بيانات مسارات تطور النجوم وخطوط التطور النجمي في جنيف لـ(يوبV)ج(Rأنا)ججحكلل′م{\displaystyle (UBV)_{\mathsf {J}}(RI)_{\mathsf {C}}JHKLL'M}"أنظمة القياس الضوئي HST-WFPC2، جنيف وواشنطن". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 366 (2): 538-546 . arXiv : astro-ph/0011497 . Bibcode : 2001A & A...366..538L . doi : 10.1051/0004-6361:20000214 . S2CID 6708419 . 
  12. ↑ هانسن، كاولر وتريمبل (2004 ، ص 55-56) 
  13. 1 2 3 رايان ونورتون (2010 ، ص 115) 
  14. ↑ رايان ونورتون (2010 ، ص 125) 
  15. 1 2 بريالنيك (2000 ، ص 151) 
  16. ↑ ديوبيري، آر جي (1996-11-01). "إعادة فحص وميض الهيليوم الأساسي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 471 (1): 377-384 . Bibcode : 1996ApJ...471..377D . CiteSeerX 10.1.1.31.44 . doi : 10.1086/177976 . S2CID 15585754 .  
  17. ↑ غراتون، ر. ج.؛ كاريتا، إ.؛ براغاليا، أ.؛ لوكاتيلو، س.؛ دورازي، ف. (2010). "المعاملان الثاني والثالث للفرع الأفقي في العناقيد الكروية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 517 : A81. arXiv : 1004.3862 . Bibcode : 2010A & A...517A..81G . doi : 10.1051/0004-6361/200912572 . S2CID 55701280 . 
  18. ↑ ساكمان، آي. -ج.؛ بوثرويد، إيه. آي.؛ كرامر، كيه. إي. (1993). "شمسنا. الجزء الثالث: الحاضر والمستقبل" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 418 : 457. Bibcode : 1993ApJ...418..457S . doi : 10.1086/173407 .
  19. ↑ فان لون؛ زيلسترا؛ وايتلوك؛ بيتر تي لينتل هيكرت؛ تشابمان؛ سيسيل لوب؛ غرونويغن؛ ووترز؛ ترامز (1998). "نجوم فرع العملاق المقارب المحجوبة في سحابتي ماجلان IV. نجوم الكربون ونجوم OH/IR" (ملف PDF) . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 329 (1): 169-185 . arXiv : astro-ph/9709119v1 . Bibcode : 1996MNRAS.279...32Z . CiteSeerX : 10.1.1.389.3269 . doi : 10.1093/mnras/279.1.32 . 
  20. ↑ هيبر، يو. (1991). "أغلفة ووفرة نجوم الفرع الأفقي الأزرق والأجرام ذات الصلة". تطور النجوم: صلة وفرة الغلاف الضوئي: وقائع الندوة 145 للاتحاد الفلكي الدولي . 145 : 363. رمز Bibcode : 1991IAUS..145..363H .
  21. 1 2 3 4 ووسلي، إس إي؛ هيجر، أ؛ ويفر، تي إيه (2002). "تطور وانفجار النجوم الضخمة". مراجعات الفيزياء الحديثة . 74 (4): 1015-1071 . Bibcode : 2002RvMP...74.1015W . doi : 10.1103/RevModPhys.74.1015 . S2CID 55932331 . 
  22. ↑ فانبيفيرين، د.؛ دي لور، س.؛ فان رينسبيرجن، و. (1998). "النجوم الضخمة". مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية . 9 ( 1-2 ): 63-152 . Bibcode : 1998A & ARv...9...63V . doi : 10.1007/s001590050015 . S2CID 189933559 . 
  23. 1 2 جونز، س.؛ هيرشي، ر.؛ نوموتو، ك.؛ فيشر، ت.؛ تيمز، ف. إكس.؛ هيرويغ، ف.؛ باكستون، ب.؛ توكي، هـ.؛ سوزوكي، ت.؛ مارتينيز-بينيدو، ج.؛ لام، ي. هـ.؛ بيرتولي، م. ج. (2013). "مراحل الاحتراق المتقدمة ومصير النجوم ذات الكتلة 8-10 أضعاف كتلة الشمس". المجلة الفيزيائية الفلكية . 772 (2): 150. arXiv : 1306.2030 . Bibcode : 2013ApJ...772..150J . doi : 10.1088/0004-637X/772/2/150 . S2CID 118687195 . 
  24. ↑ كينيتشي نوموتو (1987). "تطور النجوم ذات الكتلة 8-10 أضعاف كتلة الشمس نحو المستعرات العظمى الناتجة عن التقاط الإلكترون. الجزء الثاني - انهيار نواة من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم". المجلة الفيزيائية الفلكية . 322 : 206-214 . Bibcode : 1987ApJ...322..206N . doi : 10.1086/165716 .
  25. ↑ كيف تنفجر النجوم الضخمة؟ مؤرشف بتاريخ ٢٧ يونيو ٢٠٠٣ في أرشيف الإنترنت
  26. ↑ سترومبرغ، جوزيف (16 يوليو 2013). "كل الذهب في الكون قد يأتي من تصادمات النجوم النيوترونية" . سميثسونيان . تم الاطلاع عليه بتاريخ 27 أبريل 2014 .
  27. ^ روبرت بوراس. وآخرون . (يونيو 2003). "محاكاة المستعر الأعظم لا تزال تتحدى الانفجارات" . أبرز الأبحاث . معهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية. مؤرشفة من الأصلي بتاريخ 2003-08-03. 
  28. ↑ أهلواليا-خليلوفا، د. ف. (2004). "إضافة إلى: النسبية العامة والجاذبية 28 (1996) 1161، مقالة الجائزة الأولى لعام 1996: تذبذبات النيوترينو والمستعرات العظمى". النسبية العامة والجاذبية . 36 (9): 2183-2187 . arXiv : astro-ph/0404055 . Bibcode : 2004GReGr..36.2183A . doi : 10.1023 /B:GERG.0000038633.96716.04 . S2CID 1045277 . 
  29. ↑ يانغ، يو؛ نيلر، جيمس ب. (2017). "تأثيرات النسبية العامة في تحولات نكهة نيوترينو المستعر الأعظم". مجلة Physical Review D. 96 ( 2) 023009. arXiv : 1705.09723 . Bibcode : 2017PhRvD..96b3009Y . doi : 10.1103/PhysRevD.96.023009 . S2CID 119190550 . 
  30. ↑ إي بي جيه فان دن هوفيل (2004). "الثنائيات النجمية للأشعة السينية وذريتها: النجوم النابضة الراديوية الثنائية؛ دليل على وجود ثلاث فئات من النجوم النيوترونية؟". وقائع ورشة عمل INTEGRAL الخامسة حول الكون المتكامل (ESA SP-552) . 552 : 185-194 . arXiv : astro-ph/0407451 . Bibcode : 2004ESASP.552..185V .
  31. ↑ المستعرات العظمى والمستعرات العظمى فائقة الصغر الناتجة عن عدم استقرار الأزواج. نيكولاي ج. هامر، (2003)، تاريخ الوصول 7 مايو 2007. مؤرشف في 8 يونيو 2012، في أرشيف الإنترنت (Wayback Machine) .
  32. ↑ "النجوم الأحفورية (1): الأقزام البيضاء" .
  33. ↑ كينيتشي نوموتو (1984). "تطور النجوم ذات الكتلة 8-10 أضعاف كتلة الشمس نحو المستعرات العظمى الناتجة عن التقاط الإلكترونات. الجزء الأول - تكوين النوى المتدهورة إلكترونيًا من الأكسجين والنيون والمغنيسيوم" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 277 : 791-805 . Bibcode : 1984ApJ...277..791N . doi : 10.1086/161749 .
  34. ↑ كينيتشي نوموتو ويوجي كوندو (1991). "شروط انهيار الأقزام البيضاء الناتج عن التراكم". المجلة الفيزيائية الفلكية . 367 : L19– L22. Bibcode : 1991ApJ...367L..19N . doi : 10.1086/185922 .
  35. ↑ داميكو، ن.؛ ستابرز، ب.و.؛ بايلز، م.؛ مارتن، س.إ.؛ بيل، ج.ف.؛ لين، أ.ج.؛ مانشستر، ر.ن. (1998). "مسح باركس للنجوم النابضة الجنوبية - الجزء الثالث: توقيت النجوم النابضة طويلة المدى" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 297 (1): 28-40 . رمز Bibcode : 1998MNRAS.297...28D . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01397.x .
  36. ↑ كورتلاند، راشيل (17 أكتوبر 2008). "رصد النجوم النابضة بواسطة موجات غاما فقط" . مجلة نيو ساينتست . مؤرشف من الأصل في 2 أبريل 2013.
  37. ↑ ديمارك، ب.؛ غونتر، د.ب.؛ لي، ل.هـ.؛ مازومدار، أ.؛ ستراكا، س.و. (أغسطس 2008). "YREC: برنامج ييل لتطور النجوم الدوارة". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 316 ( 1-4 ): 31-41 . arXiv : 0710.4003 . Bibcode : 2008Ap & SS.316...31D . doi : 10.1007/s10509-007-9698-y . ISBN 978-1-4020-9440-8. S2CID 14254892 . 
  38. ↑ رايان ونورتون (2010 ، ص 79، "تحديد الأعمار من المقاييس الزمنية لاحتراق الهيدروجين") 
  • هانسن، كارل جيه؛ كاولر، ستيفن دي؛ تريمبل، فيرجينيا (2004). باطن النجوم: المبادئ الفيزيائية، والبنية، والتطور (  الطبعة الثانية). سبرينغر-فيرلاغ. ISBN 0-387-20089-4.
  • بريالنيك، دينا (2000). مقدمة في نظرية بنية النجوم وتطورها . مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 0-521-65065-8.
  • ريان، شون جي؛ نورتون، أندرو جي (2010). تطور النجوم وتخليق العناصر . مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-0-521-13320-3.

للمزيد من القراءة