فرع العملاق الأحمر

📅 آخر تحديث: ٢ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٢ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 5 صور
الموسوعة الحرة
مخطط هرتزبرونغ-راسل للعنقود الكروي M5 . يمتد فرع العملاق الأحمر من فرع العملاق الفرعي الأفقي الرقيق إلى أعلى اليمين، مع تمييز عدد من نجوم RGB الأكثر إضاءة باللون الأحمر.

فرع العملاق الأحمر ، والذي يُطلق عليه أحيانًا فرع العملاق الأول، هو الجزء من فرع العملاق الذي يسبق بدء اندماج الهيليوم خلال تطور النجوم . وهي مرحلة تلي التسلسل الرئيسي للنجوم ذات الكتلة المنخفضة إلى المتوسطة. تتميز نجوم فرع العملاق الأحمر بنواة خاملة من الهيليوم محاطة بغلاف من الهيدروجين يندمج عبر دورة CNO . وهي من الفئتين K وM، لكنها أكبر حجمًا وأكثر إضاءة من نجوم التسلسل الرئيسي ذات درجة الحرارة نفسها.

اكتشاف

ألمع النجوم في التجمعات النجمية الكروية مثل NGC 288 هي عمالقة حمراء.

تم تحديد العمالقة الحمراء في أوائل القرن العشرين عندما أوضح استخدام مخطط هرتزبرونغ-راسل وجود نوعين متميزين من النجوم الباردة ذات أحجام مختلفة للغاية: الأقزام، والمعروفة الآن رسميًا باسم التسلسل الرئيسي ؛ والعمالقة . [ 1 ] [ 2 ]

شاع استخدام مصطلح "فرع العملاق الأحمر" خلال أربعينيات وخمسينيات القرن العشرين، وإن كان في البداية مجرد مصطلح عام للإشارة إلى منطقة العملاق الأحمر في مخطط هرتزبرونغ-راسل. وبالرغم من فهم أساس دورة حياة النجوم في التسلسل الرئيسي، والتي تليها مرحلة انكماش ديناميكي حراري إلى قزم أبيض ، بحلول عام 1940، إلا أن التفاصيل الداخلية لأنواع النجوم العملاقة المختلفة لم تكن معروفة. [ 3 ]

في عام 1968، استُخدم مصطلح " الفرع العملاق المقارب " (AGB) لوصف فرع من النجوم أكثر سطوعًا من معظم العمالقة الحمراء، وأكثر عدم استقرارًا، وغالبًا ما تكون نجومًا متغيرة ذات سعة كبيرة مثل ميرا . [ 4 ] وقد رُصد فرع عملاق متشعب قبل ذلك بسنوات، لكن لم يكن واضحًا كيف ترتبط التسلسلات المختلفة. [ 5 ] وبحلول عام 1970، أصبح من المفهوم جيدًا أن منطقة العملاق الأحمر تتكون من نجوم شبه عملاقة ، والفرع العملاق الأحمر نفسه، والفرع الأفقي ، والفرع العملاق المقارب، كما أصبح فهم الحالة التطورية للنجوم في هذه المناطق واسعًا. [ 6 ] وُصف فرع العملاق الأحمر بأنه الفرع العملاق الأول في عام 1967، لتمييزه عن الفرع العملاق الثاني أو الفرع العملاق المقارب، [ 7 ] ولا يزال هذا المصطلح شائع الاستخدام حتى اليوم. [ 8 ]

لقد طوّر علم الفيزياء النجمية الحديث نماذج للعمليات الداخلية التي تُنتج المراحل المختلفة لحياة النجوم متوسطة الكتلة بعد مرحلة التسلسل الرئيسي، [ 9 ] بتعقيد ودقة متزايدين باستمرار. [ 10 ] وتُستخدم نتائج أبحاث RGB نفسها كأساس لأبحاث في مجالات أخرى. [ 11 ]

تطور

المسارات التطورية للنجوم ذات الكتل المختلفة:
  • يُظهر المسار 0.6 مليون ☉ ألوان RGB ويتوقف عند وميض الهيليوم . 
  • يُظهر مسار 1 مليون ☉ فرعًا قصيرًا ولكنه طويل الأمد من فرع شبه عملاق، ويُظهر RGB وميض الهيليوم. 
  • يُظهر مسار 2 مليون ☉ الفرع شبه العملاق وRGB، مع حلقة زرقاء بالكاد يمكن اكتشافها على AGB . 
  • يُظهر مسار 5 ملايين ☉ فرعًا عملاقًا فرعيًا طويلًا ولكنه قصير جدًا، وحلقة RGB قصيرة وحلقة زرقاء ممتدة. 

عندما ينفد الهيدروجين من لبّ نجم تتراوح كتلته بين 0.4 كتلة شمسية و 12 كتلة شمسية ( 8 كتل شمسية للنجوم منخفضة المعدنية)، يدخل في مرحلة احتراق غلاف الهيدروجين، يتحول خلالها إلى عملاق أحمر، أكبر حجمًا وأبرد حرارةً من نجوم التسلسل الرئيسي. خلال هذه المرحلة، يمر باطن النجم بعدة مراحل متميزة تنعكس على مظهره الخارجي. وتختلف هذه المراحل التطورية تبعًا لكتلة النجم، وكذلك لمعدنيته .   

مرحلة شبه عملاقة

بعد أن يستنفد نجم التسلسل الرئيسي هيدروجين نواته، يبدأ بدمج الهيدروجين في غلاف سميك حول نواة تتكون في معظمها من الهيليوم. كتلة نواة الهيليوم أقل من حد شونبيرغ-تشاندراسيكار وتكون في حالة توازن حراري ، ويكون النجم شبه عملاق . أي طاقة إضافية ناتجة عن اندماج الغلاف تُستهلك في تضخيم الغلاف الخارجي، ويبرد النجم دون أن تزداد لمعانه. [ 12 ]

يستمر اندماج الهيدروجين في غلاف النجوم ذات الكتلة الشمسية تقريبًا حتى تزداد كتلة لب الهيليوم بشكل كافٍ ليصبح متدهورًا . عندئذٍ، ينكمش اللب ويسخن، مُحدثًا تدرجًا حراريًا قويًا. يُؤدي اندماج غلاف الهيدروجين عبر دورة CNO الحساسة للحرارة إلى زيادة كبيرة في معدل إنتاج الطاقة، ويُعتبر النجم حينها في بداية فرع العملاق الأحمر. بالنسبة لنجم له نفس كتلة الشمس، يستغرق هذا حوالي ملياري سنة من وقت استنفاد الهيدروجين في اللب. [ 13 ]

تصل النجوم شبه العملاقة التي تزيد كتلتها عن ضعف كتلة الشمس تقريبًا إلى حد شونبيرغ-تشاندراسيكار بسرعة نسبية قبل أن يصبح لبها متدهورًا. لا يزال اللب يدعم وزنه ديناميكيًا حراريًا بمساعدة الطاقة من غلاف الهيدروجين، ولكنه لم يعد في حالة توازن حراري. ينكمش اللب ويسخن، مما يؤدي إلى ترقق غلاف الهيدروجين وتضخم الغلاف النجمي. هذا المزيج يقلل من اللمعان مع تبريد النجم باتجاه قاعدة فرع العملاق الأحمر. قبل أن يصبح اللب متدهورًا، يصبح غلاف الهيدروجين الخارجي معتمًا، مما يتسبب في توقف تبريد النجم، ويزيد من معدل الاندماج في الغلاف، وبذلك يكون النجم قد دخل فرع العملاق الأحمر. في هذه النجوم، تحدث مرحلة شبه العملاق في غضون بضعة ملايين من السنين، مما يتسبب في فجوة واضحة في مخطط هرتزبرونغ-راسل بين نجوم التسلسل الرئيسي من النوع B وفرع العملاق الأحمر، كما هو الحال في التجمعات النجمية المفتوحة الشابة مثل برايسيب . هذه هي فجوة هرتزبرونغ، وهي في الواقع قليلة الكثافة بالنجوم شبه العملاقة التي تتطور بسرعة نحو العمالقة الحمراء، على عكس الفرع القصير المكتظ بالنجوم شبه العملاقة منخفضة الكتلة الذي يُرى في التجمعات النجمية الأقدم مثل أوميغا قنطورس . [ 14 ] [ 15 ] 

صعود فرع العملاق الأحمر

النجوم الشبيهة بالشمس لها نواة متدهورة على فرع العملاق الأحمر وتصعد إلى القمة قبل أن تبدأ اندماج الهيليوم في النواة بوميض.
النجوم التي تفوق كتلتها كتلة الشمس لا تمتلك نواة متدهورة وتغادر فرع العملاق الأحمر قبل الطرف عندما يشتعل الهيليوم في نواتها دون وميض.

تتمتع النجوم الواقعة عند قاعدة فرع العملاق الأحمر بدرجة حرارة متشابهة تقريبًا5000 كلفن  ، وهو ما يتوافق مع النوع الطيفي K المبكر إلى المتوسط. تتراوح لمعانها من بضعة أضعاف لمعان الشمس بالنسبة لأقل العمالقة الحمراء كتلة إلى عدة آلاف من أضعاف لمعان الشمس بالنسبة للنجوم التي تبلغ كتلتها حوالي 8 أضعاف كتلة الشمس . [ 16 ] 

مع استمرار أغلفة الهيدروجين في إنتاج المزيد من الهيليوم، تزداد كتلة ودرجة حرارة نوى نجوم العملاق الأحمر. وهذا يؤدي إلى اندماج غلاف الهيدروجين بسرعة أكبر. فتصبح النجوم أكثر إضاءةً وأكبر حجماً وأقل برودةً نوعاً ما. ويُطلق عليها اسم "نجوم العملاق الأحمر الصاعدة". [ 17 ]

أثناء صعود العملاق الأحمر، تحدث عدة أحداث داخلية تُنتج سمات خارجية قابلة للملاحظة. يزداد عمق الغلاف الحراري الخارجي مع نمو النجم وازدياد إنتاج الطاقة في الغلاف. في النهاية، يصل العمق إلى مستوى يسمح بنقل نواتج الاندماج النووي إلى السطح من النواة التي كانت سابقًا منطقة حمل حراري، فيما يُعرف بعملية التجريف الأولى . يُغير هذا من وفرة الهيليوم والكربون والنيتروجين والأكسجين على السطح. [ 18 ] يمكن رصد تجمع ملحوظ للنجوم عند نقطة معينة على العملاق الأحمر، ويُعرف هذا التجمع باسم نتوء العملاق الأحمر. وينتج هذا التجمع عن انقطاع في وفرة الهيدروجين خلفه الحمل الحراري العميق. ينخفض ​​إنتاج الطاقة في الغلاف مؤقتًا عند هذا الانقطاع، مما يُوقف فعليًا صعود العملاق الأحمر ويُسبب فائضًا في عدد النجوم عند تلك النقطة. [ 19 ]

طرف فرع العملاق الأحمر

بالنسبة للنجوم ذات النواة الهيليومية المتدهورة، يوجد حدٌّ لنموّها في الحجم واللمعان، يُعرف بطرف فرع العملاق الأحمر ، حيث تصل النواة إلى درجة حرارة كافية لبدء الاندماج النووي. جميع النجوم التي تصل إلى هذه النقطة لها كتلة نواة هيليومية متطابقة تقريبًا تبلغ 0.5 كتلة شمسية ، ولمعان ودرجة حرارة نجمية متشابهة جدًا. وقد استُخدمت هذه النجوم اللامعة كمؤشرات قياسية للمسافة. بصريًا، يقع طرف فرع العملاق الأحمر عند قدر مطلق يبلغ حوالي -3 ودرجات حرارة تقارب 3000 كلفن عند معدنية شمسية، وتقترب من 4000 كلفن عند معدنية منخفضة جدًا. [ 16 ] [ 20 ] تتوقع النماذج لمعانًا عند الطرف يتراوح بين 2000 و2500 لمعان شمسي ، اعتمادًا على المعدنية. [ 21 ] في الأبحاث الحديثة، تُستخدم المقادير تحت الحمراء بشكل أكثر شيوعًا. [ 22 ]  

مغادرة الفرع الأحمر العملاق

يبدأ النواة المتدهورة بالاندماج النووي بشكل انفجاري في حدث يُعرف باسم وميض الهيليوم ، ولكن لا تظهر عليه علامات واضحة في الخارج. تُستهلك الطاقة في إزالة التدهور في النواة. يصبح النجم بشكل عام أقل إضاءة وأكثر سخونة، وينتقل إلى الفرع الأفقي. جميع النوى المتدهورة للهيليوم لها نفس الكتلة تقريبًا، بغض النظر عن الكتلة النجمية الكلية، لذا فإن لمعان اندماج الهيليوم على الفرع الأفقي يكون متساويًا. يمكن أن يتسبب اندماج غلاف الهيدروجين في تباين اللمعان النجمي الكلي، ولكن بالنسبة لمعظم النجوم ذات المعدنية القريبة من معدنية الشمس، تكون درجة الحرارة واللمعان متشابهين جدًا عند الطرف البارد من الفرع الأفقي. تُشكل هذه النجوم التكتل الأحمر عند حوالي 5000 كلفن و 50 ضعف لمعان الشمس . تتسبب أغلفة الهيدروجين الأقل كتلة في اتخاذ النجوم موقعًا أكثر سخونة وأقل إضاءة على الفرع الأفقي، ويحدث هذا التأثير بسهولة أكبر عند انخفاض المعدنية، بحيث تُظهر التجمعات النجمية القديمة الفقيرة بالمعادن أكثر الفروع الأفقية وضوحًا. [ 13 ] [ 23 ] 

النجوم التي تزيد كتلتها الأولية عن ضعف كتلة الشمس ( 2 M☉ ) تمتلك نوى هيليوم غير متحللة على فرع العملاق الأحمر. تصبح هذه النجوم ساخنة بما يكفي لبدء اندماج ألفا الثلاثي قبل وصولها إلى قمة فرع العملاق الأحمر وقبل أن تصبح نواتها متحللة. ثم تغادر فرع العملاق الأحمر وتؤدي دورة زرقاء قبل أن تعود للانضمام إلى فرع العملاق المقارب. أما النجوم التي تزيد كتلتها قليلاً عن ضعف كتلة الشمس ( 2 M☉ ) فتؤدي دورة زرقاء بالكاد يمكن ملاحظتها عند بضع مئات من لمعان الشمس ( L☉ ) قبل أن تستمر على فرع العملاق المقارب (AGB) الذي يصعب تمييزه عن موقعها على فرع العملاق الأحمر. بينما تؤدي النجوم الأكثر كتلة دورات زرقاء ممتدة يمكن أن تصل درجة حرارتها إلى 10000 كلفن أو أكثر عند لمعان يصل إلى آلاف من لمعان الشمس (L☉ ) . ستعبر هذه النجوم شريط عدم الاستقرار أكثر من مرة وتنبض كمتغيرات قيفاوية من النوع الأول (الكلاسيكي) . [ 24 ]   

ملكيات

يُبيّن الجدول أدناه متوسط ​​أعمار النجوم على التسلسل الرئيسي (MS) وفرع ما قبل العملاق (SB) وفرع العملاق الأحمر (RGB)، وذلك للنجوم ذات الكتل الأولية المختلفة، عند نسبة معدنية شمسية (Z = 0.02). كما يُبيّن الجدول كتلة نواة الهيليوم، ودرجة الحرارة الفعّالة للسطح، ونصف القطر، واللمعان عند بداية ونهاية فرع العملاق الأحمر لكل نجم. وتُعرّف نهاية فرع العملاق الأحمر بأنها لحظة بدء احتراق نواة الهيليوم. [ 8 ]

الكتلة ( M☉ )​ماجستير (طب الأسنان)هوك (بالماليزيين)SB (MYrs)RGB (MYrs)قدم RGBنهاية RGB
كتلة النواة ( M☉ )T eff (K)نصف القطر ( R ☉ )اللمعان ( L ☉ )كتلة النواة ( M☉ )T eff (K)نصف القطر ( R ☉ )اللمعان ( L ☉ )
0.658.8غير متوفر510025000.1046341.20.60.4829252072809
1.09.3غير متوفر26007600.1350342.02.20.4831401792802
2.01.21022250.2552205.419.60.34441723.5188
5.00.10.4150.30.83473743.8866.00.8440341153118

تفقد النجوم متوسطة الكتلة جزءًا صغيرًا فقط من كتلتها عندما تكون نجومًا في التسلسل الرئيسي ونجومًا شبه عملاقة، لكنها تفقد كمية كبيرة من الكتلة عندما تصبح عمالقة حمراء. [ 25 ]

تؤثر الكتلة المفقودة من نجم مشابه للشمس على درجة حرارته ولمعانه عند وصوله إلى الفرع الأفقي، لذا يمكن استخدام خصائص نجوم التكتل الأحمر لتحديد فرق الكتلة قبل وبعد وميض الهيليوم. كما تحدد الكتلة المفقودة من العمالقة الحمراء كتلة وخصائص الأقزام البيضاء التي تتشكل لاحقًا. تُقدّر الكتلة الإجمالية المفقودة للنجوم التي تصل إلى قمة فرع العملاق الأحمر بحوالي 0.2-0.25 كتلة شمسية . ويُفقد معظمها خلال المليون سنة الأخيرة قبل وميض الهيليوم. [ 26 ] [ 27 ] 

يصعب قياس الكتلة المفقودة للنجوم الضخمة التي تغادر فرع العملاق الأحمر قبل وميض الهيليوم بشكل مباشر. أما الكتلة الحالية للمتغيرات القيفاوية، مثل دلتا قيفاوية، فيمكن قياسها بدقة لوجودها إما كنجوم ثنائية أو نابضة. وبالمقارنة مع النماذج التطورية، يبدو أن هذه النجوم قد فقدت حوالي 20% من كتلتها، معظمها خلال الحلقة الزرقاء، وخاصةً خلال النبضات على شريط عدم الاستقرار. [ 28 ] [ 29 ]

التباين

بعض العمالقة الحمراء متغيرات ذات سعة كبيرة. العديد من أقدم النجوم المتغيرة المعروفة هي متغيرات ميرا ذات فترات منتظمة وسعات تتراوح بين عدة درجات، ومتغيرات شبه منتظمة ذات فترات أقل وضوحًا أو فترات متعددة وسعات أقل قليلًا، ومتغيرات بطيئة غير منتظمة بدون فترة واضحة. لطالما اعتُبرت هذه النجوم نجومًا من فرع العملاق المقارب (AGB) أو عمالقة فائقة، ولم تُعتبر نجوم فرع العملاق الأحمر (RGB) نفسها متغيرة بشكل عام. وقد اعتُبرت بعض الاستثناءات الظاهرة نجومًا من فرع العملاق المقارب ذات إضاءة منخفضة. [ 30 ]

بدأت الدراسات في أواخر القرن العشرين تُظهر أن جميع العمالقة من الفئة M متغيرة بسعات تصل إلى 10 ملي قدر ظاهري أو أكثر، وأن العمالقة المتأخرة من الفئة K من المرجح أيضًا أن تكون متغيرة بسعات أصغر. كانت هذه النجوم المتغيرة من بين أكثر العمالقة الحمراء إضاءة، بالقرب من قمة فرع العملاق الأحمر، ولكن كان من الصعب الجزم بأنها جميعًا نجوم فرع العملاق المقارب. أظهرت النجوم علاقة دورية بين السعة والتغير، حيث تنبض النجوم المتغيرة ذات السعات الأكبر ببطء أكبر. [ 31 ]

أتاحت مسوحات العدسات الصغرية في القرن الحادي والعشرين قياسات ضوئية دقيقة للغاية لآلاف النجوم على مدى سنوات عديدة. وقد سمح ذلك باكتشاف العديد من النجوم المتغيرة الجديدة، والتي غالبًا ما تتميز بسعات صغيرة جدًا. تم اكتشاف علاقات متعددة بين الدورة واللمعان ، مصنفة في مناطق ذات سلاسل من العلاقات المتوازية المتقاربة. بعض هذه العلاقات يتوافق مع نجوم ميرا والنجوم شبه المنتظمة المعروفة، ولكن تم تعريف فئة إضافية من النجوم المتغيرة: العمالقة الحمراء ذات السعة الصغيرة ( OSARGs ). تتميز هذه النجوم بسعات تبلغ بضعة أجزاء من الألف من القدر الظاهري، وفترات شبه منتظمة تتراوح من 10 إلى 100 يوم. نشر مسح OGLE ما يصل إلى ثلاث فترات لكل نجم من هذه النجوم، مما يشير إلى مزيج معقد من النبضات. تم رصد آلاف النجوم من هذه النجوم بسرعة في سحابتي ماجلان ، بما في ذلك نجوم فرع العملاق المقارب (AGB) ونجوم فرع العملاق الأحمر (RGB). [ 32 ] ومنذ ذلك الحين، تم نشر فهرس يضم 192,643 نجمًا من هذه النجوم في اتجاه انتفاخ مجرة ​​درب التبانة المركزي. على الرغم من أن حوالي ربع النجوم المدارية الثانوية في سحابة ماجلان تظهر فترات ثانوية طويلة، إلا أن عددًا قليلاً جدًا من النجوم المدارية الثانوية في المجرة يظهر ذلك. [ 33 ]

تتبع النجوم ذات اللمعان المتذبذب في نطاق ألوان RGB ثلاث علاقات متقاربة بين الفترة واللمعان، تتوافق مع التوافقيات الأولى والثانية والثالثة لنماذج النبض الشعاعي للنجوم ذات كتل ولمعان محددين، ولكن توجد أيضًا نبضات غير شعاعية ثنائية القطب ورباعية القطب، مما يؤدي إلى الطبيعة شبه المنتظمة لهذه التغيرات. [ 34 ] لا يظهر النمط الأساسي ، والسبب الكامن وراء هذا الإثارة غير معروف. وقد اقتُرح الحمل الحراري العشوائي كسبب محتمل، على غرار التذبذبات الشمسية . [ 32 ]

تم اكتشاف نوعين إضافيين من التغيرات في نجوم فرع العملاق الأحمر: فترات ثانوية طويلة، ترتبط بتغيرات أخرى ولكنها قد تُظهر سعات أكبر بفترات تصل إلى مئات أو آلاف الأيام؛ وتغيرات إهليلجية . لا يزال سبب الفترات الثانوية الطويلة مجهولاً، ولكن يُعتقد أنها ناتجة عن تفاعلات مع أجرام مصاحبة منخفضة الكتلة في مدارات قريبة. [ 35 ] كما يُعتقد أن التغيرات الإهليلجية تنشأ في الأنظمة الثنائية، وتحديداً في الأنظمة الثنائية المتلامسة حيث تُسبب النجوم المشوهة تغيرات دورية منتظمة أثناء دورانها. [ 36 ]

مراجع

  1. ↑ آدامز، دبليو إس؛ جوي، إيه إتش؛ سترومبرغ، جي؛ بورويل، سي جي (1921). "اختلافات المنظر لـ 1646 نجمًا مُستنتجة بالطريقة الطيفية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 53 : 13. Bibcode : 1921ApJ....53...13A . doi : 10.1086/142584 .
  2. ↑ ترومبلر، آر جيه (1925). "الأنواع الطيفية في العناقيد المفتوحة" . منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 37 (220): 307. Bibcode : 1925PASP...37..307T . doi : 10.1086/123509 .
  3. ↑ غاموف، ج. (1939). "الاحتمالات الفيزيائية لتطور النجوم". مجلة Physical Review . 55 (8): 718–725 . Bibcode : 1939PhRv...55..718G . doi : 10.1103/PhysRev.55.718 .
  4. ↑ ساندج، آلان؛ كاتم، باسل؛ كريستيان، جيروم (1968). "مؤشر على وجود فجوات في الفرع العملاق للعنقود الكروي M15". المجلة الفيزيائية الفلكية . 153 : L129. Bibcode : 1968ApJ...153L.129S . doi : 10.1086/180237 .
  5. ↑ آرب، هالتون سي؛ باوم، ويليام أ؛ ساندج، آلان ر. (1953). "مخطط اللون-القدر الظاهري للعنقود الكروي M 92" . المجلة الفلكية . 58 : 4. Bibcode : 1953AJ.....58....4A . doi : 10.1086/106800 .
  6. ↑ ستروم، إس إي؛ ستروم، كيه إم ؛ رود، آر تي؛ إيبن، آي. (1970). "حول الوضع التطوري للنجوم فوق الفرع الأفقي في العناقيد الكروية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 8 : 243. Bibcode : 1970A & A.....8..243S .
  7. ↑ إيبن، إيكو (1967). "تطور النجوم داخل وخارج التسلسل الرئيسي". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 5 : 571-626 . Bibcode : 1967ARA & A...5..571I . doi : 10.1146/annurev.aa.05.090167.003035 .
  8. 1 2 بولز، أونو ر.؛ شرودر، كلاوس-بيتر؛ هيرلي، جارود ر.؛ توت، كريستوفر أ.؛ إيغلتون، بيتر ب. (1998). "نماذج تطور النجوم لـ Z = 0.0001 إلى 0.03" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 298 (2): 525. Bibcode : 1998MNRAS.298..525P . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
  9. ↑ فاسيلياديس، إي.؛ وود، بي آر (1993). "تطور النجوم منخفضة ومتوسطة الكتلة حتى نهاية فرع العملاق المقارب مع فقدان الكتلة" . مجلة الفيزياء الفلكية . 413 : 641. Bibcode : 1993ApJ...413..641V . doi : 10.1086/173033 .
  10. ↑ ماريغو، ب.؛ جيراردي، ل.؛ بريسان، أ.؛ غرونويغن، م. أ. ت.؛ سيلفا، ل.؛ غرانوتو، ج. ل. (2008). "تطور نجوم فرع العملاق المقارب". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 482 (3): 883-905 . arXiv : 0711.4922 . Bibcode : 2008A & A...482..883M . doi : 10.1051/0004-6361:20078467 . S2CID 15076538 . 
  11. ↑ ريزي، لوكا؛ تولي، ر. برنت؛ ماكاروف، ديمتري؛ ماكاروفا، ليديا؛ دولفين، أندرو إي.؛ ساكاي، شوكو؛ شايا، إدوارد ج. (2007). "مسافات طرف فرع العملاق الأحمر. الجزء الثاني: معايرة نقطة الصفر". المجلة الفيزيائية الفلكية . 661 (2): 815-829 . arXiv : astro-ph/0701518 . Bibcode : 2007ApJ...661..815R . doi : 10.1086/516566 . S2CID 12864247 . 
  12. ↑ كاتيلان، مارسيو؛ رويج، فرناندو؛ ألكانيز، جايلسون؛ دي لا رضا، راميرو؛ لوبيز، دالتون (2007). بنية وتطور النجوم منخفضة الكتلة: نظرة عامة وبعض المشكلات المفتوحة . كلية الدراسات العليا في علم الفلك: الدورة الحادية عشرة الخاصة في المرصد الوطني لريو دي جانيرو (الدورة الحادية عشرة). وقائع مؤتمر معهد الفيزياء الأمريكي. المجلد 930. الصفحات 39-90 . arXiv : astro-ph/0703724 . Bibcode : 2007AIPC..930...39C . doi : 10.1063/1.2790333 . S2CID 15599804 .   
  13. 1 2 سالاريس، ماوريتسيو؛ كاسيسي، سانتي (2005). تطور النجوم والتجمعات النجمية . ص 400. Bibcode : 2005essp.book.....S . 
  14. ↑ ميرميليود، ج. س. (1981). "دراسات مقارنة للتجمعات النجمية المفتوحة الشابة. الجزء الثالث - منحنيات التزامن التجريبية والتسلسل الرئيسي عند عمر الصفر". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 97 : 235. Bibcode : 1981A & A....97..235M .
  15. ↑ بيدين، لويجي ر.؛ بيوتو، جيامباولو؛ أندرسون، جاي؛ كاسيسي، سانتي؛ كينغ، إيفان ر.؛ موماني، يازان؛ كارارو، جيوفاني (2004). "أوميغا سنتوري: لغز السكان يتعمق" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 605 (2): L125. arXiv : astro-ph/0403112 . Bibcode : 2004ApJ...605L.125B . doi : 10.1086/420847 . hdl : 11577/2438343 . S2CID 2799751 . 
  16. 1 2 فاندنبرغ، دون أ.؛ بيركبوش، بيتر أ.؛ داولر، باتريك د. (2006). "نماذج فيكتوريا-ريجينا النجمية: مسارات تطورية وخطوط تساوي الزمن لمجموعة واسعة من الكتلة والمعادن تسمح بمقادير مقيدة تجريبياً لتجاوز النواة الحملية". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 162 (2): 375-387 . arXiv : astro-ph/0510784 . Bibcode : 2006ApJS..162..375V . doi : 10.1086/498451 . S2CID 1791448 . 
  17. ↑ هيكر، س.؛ جيلاند، ر. ل.؛ إلسورث، ي.؛ تشابلن، و. ج.؛ دي ريدر، ج.؛ ستيلو، د.؛ كالينجر، ت.؛ إبراهيم، ك. أ.؛ كلاوس، ت. س.؛ لي، ج. (2011). "توصيف النجوم العملاقة الحمراء في بيانات كيبلر العامة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 414 (3): 2594. arXiv : 1103.0141 . Bibcode : 2011MNRAS.414.2594H . doi : 10.1111/j.1365-2966.2011.18574.x . S2CID 118513871 . 
  18. ↑ ستويز، جيفري أ.؛ هيرويغ، فالك (2003). "نسب نظائر الأكسجين في النجوم العملاقة الحمراء المكتشفة حديثًا وإعادة النظر في عدم اليقين في معدل التفاعل النووي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 340 (3): 763. arXiv : astro-ph/0212128 . Bibcode : 2003MNRAS.340..763S . doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06332.x . S2CID 14107804 . 
  19. ↑ كاسيسي، س.؛ مارين-فرانش، أ.؛ سالاريس، م.؛ أباريسيو، أ.؛ مونيللي، م.؛ بيترينفيرني، أ. (2011). "الفرق في القدر الظاهري بين نقطة تحول التسلسل الرئيسي وذروة فرع العملاق الأحمر في العناقيد الكروية المجرية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 527 : A59. arXiv : 1012.0419 . Bibcode : 2011A & A...527A..59C . doi : 10.1051/0004-6361/201016066 . S2CID 56067351 . 
  20. ↑ لي، ميونغ غيون؛ فريدمان، ويندي ل.؛ مادور، باري ف. (1993). "طرف فرع العملاق الأحمر كمؤشر للمسافة للمجرات المُفصّلة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 417 : 553. Bibcode : 1993ApJ...417..553L . doi : 10.1086/173334 .
  21. ↑ سالاريس، ماوريتسيو؛ كاسيسي، سانتي (1997). "طرف فرع العملاق الأحمر كمؤشر للمسافة: نتائج من النماذج التطورية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 289 (2): 406. arXiv : astro-ph/9703186 . Bibcode : 1997MNRAS.289..406S . doi : 10.1093/mnras/289.2.406 . S2CID 18796954 . 
  22. ^ كون ، أر. إيباتا، را؛ لويس، غف؛ باركر، ضمان الجودة؛ زوكر، دي بي؛ مارتن، NF؛ ماكوناتشي، AW؛ اروين، إم جي. تنوير، ن.؛ فردال، MA؛ فيرغسون، AMN؛ تشابمان، SC؛ فالس جابود، د. (2012). “نهج بايزي لتحديد موقع حجم طرف فرع العملاق الأحمر. ثانيا. المسافات إلى الأقمار الصناعية لـ M31 “. مجلة الفيزياء الفلكية . 758 (1): 11. أرخايف : 1209.4952 . بيب كود : 2012ApJ...758...11C . دوى : 10.1088/0004-637X/758/1/11 . S2CID 53556162 . 
  23. ↑ دانتونا، ف.؛ كالوي، ف.؛ مونتالبان، ج.؛ فينتورا، ب.؛ غراتون، ر. (2002). "تغير الهيليوم الناتج عن التلوث الذاتي بين نجوم العنقود الكروي". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 395 : 69-76 . arXiv : astro-ph/0209331 . Bibcode : 2002A & A...395...69D . doi : 10.1051/0004-6361:20021220 . S2CID 15262502 . 
  24. ^ بونو ، جوزيبي. كابوتو، فلبينية؛ كاسيسي، سانتي؛ ماركوني، مارسيلا؛ بيرسانتي، لوتشيانو؛ تورنامبي، أميديو (2000). “نماذج النجوم متوسطة الكتلة بمحتويات مختلفة من الهيليوم والمعادن”. مجلة الفيزياء الفلكية . 543 (2): 955. أرخايف : astro-ph/0006251 . بيب كود : 2000ApJ...543..955B . دوى : 10.1086/317156 . S2CID 18898755 . 
  25. ↑ مينيه، ج.؛ ميرميليود، ج.-س.؛ مايدر، أ. (1993). "تأريخ جديد للتجمعات النجمية المفتوحة في المجرة". سلسلة ملاحق علم الفلك والفيزياء الفلكية . 98 : 477. Bibcode : 1993A & AS...98..477M .
  26. ↑ أوريغليا، ليفيا؛ فيرارو، فرانشيسكو ر.؛ فوسي بيتشي، فلافيو؛ رود، روبرت ت. (2002). "رصد ISOCAM للتجمعات الكروية المجرية: فقدان الكتلة على طول فرع العملاق الأحمر". المجلة الفيزيائية الفلكية . 571 (1): 458-468 . arXiv : astro-ph/0201445 . Bibcode : 2002ApJ...571..458O . doi : 10.1086/339857 . S2CID 18299018 . 
  27. ↑ ماكدونالد، آي.؛ بوير، إم. إل.؛ فان لون، جيه. ث.؛ زيلسترا، إيه. إيه.؛ هورا، جيه. إل.؛ بابلر، بي.؛ بلوك، إم.؛ غوردون، ك.؛ ميد، إم.؛ ميكسنر، إم.؛ ميسيلت، ك.؛ روبيتايل، تي.؛ سيويلو، إم.؛ شياو، بي.؛ ويتني، بي. (2011). "المعلمات الأساسية، وفقدان كتلة فرع العملاق الأحمر المتكامل، وإنتاج الغبار في العنقود الكروي المجري 47 توكانا". ملحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 193 (2): 23. arXiv : 1101.1095 . Bibcode : 2011ApJS..193...23M . doi : 10.1088/0067-0049/193/2/23 . S2CID 119266025 . 
  28. ↑ Xu, HY; Li, Y. (2004). "الحلقات الزرقاء للنجوم متوسطة الكتلة. الجزء الأول: دورات CNO والحلقات الزرقاء" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 418 : 213-224 . Bibcode : 2004A & A...418..213X . doi : 10.1051/0004-6361:20040024 .
  29. ↑ نيلسون، إتش آر؛ كانتيلو، إم؛ لانجر، إن. (2011). "التباين الكتلي للنجوم المتغيرة من نوع سيفيد وفقدان الكتلة الناتج عن النبضات". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 529 : L9. arXiv : 1104.1638 . Bibcode : 2011A & A...529L...9N . doi : 10.1051/0004-6361/201116920 . S2CID 119180438 . 
  30. ↑ كيس، إل إل؛ بيدينغ، تي آر (2003). "المتغيرات الحمراء في قاعدة بيانات OGLE-II - الجزء الأول: النبضات وعلاقات اللمعان الدوري أسفل قمة فرع العملاق الأحمر لسحابة ماجلان الكبرى" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 343 (3): L79. arXiv : astro-ph/0306426 . Bibcode : 2003MNRAS.343L..79K . doi : 10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x . S2CID 2383837 . 
  31. ↑ جوريسن، أ.؛ مولوي، ن.؛ ستيركن، س.؛ مانفرويد، ج. (1997). "بداية التغيرات الضوئية في النجوم العملاقة الحمراء". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 324 : 578. Bibcode : 1997A & A...324..578J .
  32. 1 2 سوزينسكي، آي؛ دزيمبوفسكي، واشنطن؛ أودالسكي، أ.؛ كوبياك، م.؛ زيمانسكي، عضو الكنيست؛ بيترزينسكي، ج؛ ويرزيكوسكي، L .؛ سزيفكزيك، O .؛ أولاكزيك، ك. (2007). “تجربة عدسة الجاذبية البصرية. الفترة – علاقات اللمعان للنجوم العملاقة الحمراء المتغيرة “. اكتا أسترونوميكا . 57 : 201. أرخايف : 0710.2780 . بيب كود : 2007AcA....57..201S .
  33. ^ سوسزينسكي، آي. أودالسكي، أ.؛ زيمانسكي، عضو الكنيست؛ كوبياك، م.؛ بيترزينسكي، ج.؛ ويرزيكوسكي، Ł .؛ أولاكزيك، ك. بوليسكي، ر. كوزلوفسكي، S .؛ بيتروكوفيتش، P.؛ سكورون، J. (2013). “تجربة عدسة الجاذبية البصرية. كتالوج OGLE-III للنجوم المتغيرة. الخامس عشر. متغيرات الفترة الطويلة في انتفاخ المجرة “. اكتا أسترونوميكا . 63 (1): 21. أرخايف : 1304.2787 . بيب كود : 2013AcA....63...21S .
  34. ↑ تاكاياما، م.؛ سايو، هـ.؛ إيتا، ي. (2013). "حول أنماط النبض وكتل مُستقبِلات الانعكاس الضوئي RGB" . وقائع مؤتمر EPJ الإلكتروني . 43 : 03013. رمز Bibcode : 2013EPJWC..4303013T . doi : 10.1051/epjconf/20134303013 .
  35. ↑ نيكولز، سي بي؛ وود، بي آر؛ سيوني، إم-آر إل؛ سوسينسكي، آي. (2009). " فترات ثانوية طويلة في العمالقة الحمراء المتغيرة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 399 (4): 2063-2078 . arXiv : 0907.2975 . Bibcode : 2009MNRAS.399.2063N . doi : 10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x . S2CID 19019968 . 
  36. ↑ نيكولز، سي بي؛ وود، بي آر (2012). "الأنظمة الثنائية العملاقة الحمراء الإهليلجية ذات المدارات غير المنتظمة في سحابة ماجلان الكبرى: حلول مدارية كاملة وتعليقات على التفاعل عند نقطة الحضيض" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 421 (3): 2616. arXiv : 1201.1043 . Bibcode : 2012MNRAS.421.2616N . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.20492.x . S2CID 59464524 . 

فهرس