عملاق

📅 آخر تحديث: ٣١ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٣١ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 4 صور
الموسوعة الحرة

تُعدّ النجوم العملاقة من بين أكثر النجوم ضخامةً وإضاءةً . تحتلّ هذه النجوم المنطقة العليا من مخطط هرتزبرونغ-راسل ، حيث تتراوح قيم سطوعها المطلقة بين -3 و-8 تقريبًا. وتتراوح درجات حرارة النجوم العملاقة من حوالي 3400  كلفن إلى أكثر من 20000  كلفن.

تعريف

لا يوجد تعريف محدد لمصطلح "العملاق الفائق" عند استخدامه لوصف نجم. وقد صاغ إينار هرتزبرونغ مصطلح "النجم العملاق" لأول مرة عندما اتضح أن غالبية النجوم تقع ضمن منطقتين متميزتين في مخطط هرتزبرونغ-راسل . احتوت إحدى المنطقتين على نجوم أكبر حجمًا وأكثر إضاءة من الأنواع الطيفية من A إلى M، والتي أُطلق عليها اسم "العملاق" . [ 1 ] لاحقًا، ولأنها تفتقر إلى أي اختلاف منظر قابل للقياس ، اتضح أن بعض هذه النجوم أكبر حجمًا وأكثر إضاءة بشكل ملحوظ من معظم النجوم، فظهر مصطلح "العملاق الفائق" ، الذي سرعان ما تم اعتماده . [ 2 ] [ 3 ] [ 4 ]

تُعرف النجوم العملاقة ذات الفئات الطيفية من O إلى A عادةً بالنجوم العملاقة الزرقاء ، [ 5 ] [ 6 ] [ 7 ] بينما تُعرف النجوم العملاقة ذات الفئات الطيفية F وG بالنجوم العملاقة الصفراء ، [ 8 ] أما تلك ذات الفئات الطيفية من K إلى M فتُعرف بالنجوم العملاقة الحمراء . [ 9 ] وهناك تصنيف آخر يعتمد على درجة الحرارة: فالنجوم العملاقة التي تقل درجة حرارتها الفعالة عن 4800 كلفن تُعتبر نجومًا عملاقة حمراء؛ وتلك التي تتراوح درجة حرارتها بين 4800 و7500 كلفن تُعتبر نجومًا عملاقة صفراء، وتلك التي تزيد درجة حرارتها عن 7500 كلفن تُعتبر نجومًا عملاقة زرقاء. [ 10 ] [ 11 ] وتتوافق هذه التصنيفات تقريبًا مع الأنواع الطيفية M وK للنجوم العملاقة الحمراء، وG وF وA المتأخرة للنجوم العملاقة الصفراء، وA وB وO المبكرة للنجوم العملاقة الزرقاء.

فئة اللمعان الطيفي

النجوم الأربعة الأكثر سطوعاً في مجرة ​​NGC 4755 هي نجوم عملاقة زرقاء ، مع وجود نجم عملاق أحمر في المركز. (ESO VLT)

يمكن تحديد النجوم العملاقة الفائقة بناءً على أطيافها، حيث تتميز بخطوط طيفية حساسة للسطوع العالي وانخفاض جاذبية سطحها . [ 12 ] [ 13 ] في عام 1897، قسمت أنطونيا سي. موري النجوم بناءً على عرض خطوطها الطيفية، حيث صنفت النجوم ذات الخطوط الأضيق ضمن الفئة "ج". وعلى الرغم من عدم معرفة ذلك في ذلك الوقت، إلا أن هذه النجوم كانت الأكثر سطوعًا. [14 ] في عام 1943، وضع مورغان وكينان تعريفًا رسميًا لفئات السطوع الطيفي، حيث تشير الفئة "1" إلى النجوم العملاقة الفائقة. [ 15 ] ولا يزال نظام فئات السطوع MK نفسه مستخدمًا حتى اليوم، مع تحسينات تستند إلى دقة الأطياف الحديثة. [ 16 ] وتوجد النجوم العملاقة الفائقة في جميع الفئات الطيفية، بدءًا من النجوم العملاقة الفائقة الزرقاء الشابة من الفئة O وصولًا إلى النجوم العملاقة الفائقة الحمراء المتطورة للغاية من الفئة M. نظرًا لكبر حجمها مقارنةً بنجوم التسلسل الرئيسي والنجوم العملاقة من نفس النوع الطيفي، فإن جاذبيتها السطحية أقل، ويمكن ملاحظة تغيرات في أطيافها. كما أن النجوم العملاقة الفائقة هي نجوم متطورة تحتوي على مستويات أعلى من العناصر الثقيلة مقارنةً بنجوم التسلسل الرئيسي. وهذا هو أساس نظام MK لتصنيف اللمعان ، الذي يصنف النجوم إلى فئات لمعان بناءً على رصد أطيافها فقط.

إضافةً إلى تغيرات الخطوط الطيفية الناتجة عن انخفاض جاذبية السطح ونواتج الاندماج النووي ، تتميز النجوم الأكثر سطوعًا بمعدلات فقدان كتلة عالية ، مما يُنتج سحبًا من المواد المحيطة بالنجم، والتي بدورها تُنتج خطوط انبعاث ، أو ملامح P Cygni ، أو خطوطًا محظورة . يُصنّف نظام MK النجوم إلى فئات سطوع: Ib للعمالقة الفائقة؛ Ia للعمالقة الفائقة شديدة السطوع؛ و 0 (صفر) أو Ia + للعمالقة العملاقة . في الواقع، يوجد طيف متصل أوسع بكثير من نطاقات محددة جيدًا لهذه التصنيفات، وتُستخدم تصنيفات مثل Iab للعمالقة الفائقة متوسطة السطوع. غالبًا ما تُضاف تعليقات توضيحية إلى أطياف العمالقة الفائقة للإشارة إلى خصائصها الطيفية المميزة ، على سبيل المثال B2 Iae أو F5 Ipec .

عمالقة التطور

يمكن تعريف النجوم العملاقة أيضًا بمرحلة محددة في تاريخ تطور بعض النجوم. تبدأ النجوم ذات الكتل الأولية التي تتجاوز 8-10 أضعاف كتلة الشمس ( M☉ ) اندماج الهيليوم في نواتها بسرعة وسلاسة بعد استنفاد الهيدروجين، وتستمر في دمج العناصر الأثقل بعد استنفاد الهيليوم حتى تتكون لديها نواة حديدية، وعندها تنهار النواة لتُنتج مستعرًا أعظم من النوع الثاني . بمجرد أن تغادر هذه النجوم الضخمة التسلسل الرئيسي، تتضخم أغلفةها الجوية ، وتُسمى حينها بالنجوم العملاقة. 

النجوم التي تقل كتلتها الأولية عن 10 أضعاف كتلة الشمس لا تُكوّن نواة حديدية، وبالتالي لا تتحول إلى عمالقة فائقة من الناحية التطورية، على الرغم من قدرتها على الوصول إلى لمعان يفوق لمعان الشمس بآلاف المرات. لا تستطيع هذه النجوم دمج الكربون والعناصر الأثقل بعد استنفاد الهيليوم، لذا فهي في النهاية تفقد طبقاتها الخارجية، تاركةً نواة قزم أبيض . تُعرف المرحلة التي تمتلك فيها هذه النجوم أغلفة تحرق الهيدروجين والهيليوم معًا باسم فرع العملاق المقارب (AGB)، حيث تصبح النجوم تدريجيًا نجومًا من الفئة M أكثر لمعانًا. قد تدمج النجوم التي تتراوح كتلتها بين 8 و10 أضعاف كتلة الشمس كمية كافية من الكربون في فرع العملاق المقارب لتكوين نواة من الأكسجين والنيون ومستعر أعظم من نوع التقاط الإلكترون ، لكن علماء الفيزياء الفلكية يصنفونها على أنها نجوم فائقة فرع العملاق المقارب وليست عمالقة فائقة. [ 17 ]  

تصنيف النجوم المتطورة

هناك عدة فئات من النجوم المتطورة التي لا تُعتبر عمالقة فائقة من الناحية التطورية، ولكنها قد تُظهر خصائص طيفية عملاقة فائقة أو يكون لها لمعان مماثل للعمالقة الفائقة.

نجوم فرع العملاق المقارب (AGB) ونجوم ما بعد فرع العملاق المقارب هي عمالقة حمراء متطورة للغاية ذات كتلة منخفضة، وتتمتع بلمعان يُضاهي لمعان العمالقة الحمراء الفائقة الأكثر كتلة. ولكن نظرًا لكتلتها المنخفضة، وكونها في مرحلة تطور مختلفة (احتراق غلاف الهيليوم)، ونهاية حياتها بطريقة مختلفة ( سديم كوكبي وقزم أبيض بدلًا من مستعر أعظم)، يُفضل علماء الفيزياء الفلكية فصلها. يصبح الخط الفاصل غير واضح عند كتلة تتراوح بين 7 و10 أضعاف كتلة الشمس ( أو تصل إلى 12 ضعف كتلة الشمس في بعض النماذج [ 18 ] )، حيث تبدأ النجوم في الخضوع لاندماج محدود لعناصر أثقل من الهيليوم. غالبًا ما يُشير المتخصصون الذين يدرسون هذه النجوم إليها باسم نجوم فرع العملاق المقارب الفائقة، نظرًا لتشابهها في العديد من الخصائص مع نجوم فرع العملاق المقارب، مثل النبض الحراري. بينما يصفها آخرون بأنها عمالقة فائقة منخفضة الكتلة، لأنها تبدأ في حرق عناصر أثقل من الهيليوم، ويمكن أن تنفجر كمستعرات عظمى. [ 19 ] تُصنَّف العديد من النجوم التي تلي مرحلة فرع العملاق المقارب (AGB) ضمن فئات لمعان العملاق الفائق. فعلى سبيل المثال، يمتلك نجم RV Tauri فئة لمعان Ia ( عملاق فائق ساطع ) على الرغم من كونه أقل كتلة من الشمس. كما تُصنَّف بعض نجوم فرع العملاق المقارب ضمن فئة لمعان العملاق الفائق، وأبرزها متغيرات W Virginis مثل W Virginis نفسه، وهي نجوم تُنفِّذ حلقة زرقاء ناتجة عن نبضات حرارية . ويمتلك عدد قليل جدًا من متغيرات Mira ونجوم فرع العملاق المقارب المتأخرة الأخرى فئات لمعان العملاق الفائق، مثل α Herculis .  

تتميز المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية عادةً بفئات لمعان فائقة، مع أن أكثرها لمعانًا وكتلةً فقط هي التي ستُكوّن نواة حديدية. أغلبها نجوم متوسطة الكتلة تُدمج الهيليوم في نواتها، وستنتقل في النهاية إلى فرع العملاق المقارب. يُعدّ نجم دلتا قيفاوي مثالًا على ذلك، إذ يبلغ لمعانه 2000 ضعف لمعان الشمس وكتلته 4.5 ضعف كتلة الشمس .  

نجوم وولف-رايت هي أيضاً نجوم متطورة عالية الكتلة ومضيئة، أكثر سخونة وأصغر حجماً وأقل سطوعاً ظاهرياً من معظم النجوم العملاقة، ولكنها غالباً ما تكون أكثر سطوعاً بسبب درجات حرارتها العالية. تهيمن على أطيافها عناصر الهيليوم وعناصر أثقل أخرى، وعادةً ما تُظهر القليل من الهيدروجين أو لا تُظهره على الإطلاق، مما يُشير إلى طبيعتها كنجوم أكثر تطوراً من النجوم العملاقة. وكما هو الحال مع نجوم فرع العملاق المقارب (AGB) التي تقع في نفس منطقة مخطط هرتزبرونغ-راسل (HR) تقريباً التي تقع فيها النجوم العملاقة الحمراء، يمكن أن تقع نجوم وولف-رايت في نفس منطقة مخطط هرتزبرونغ-راسل التي تقع فيها أشد النجوم العملاقة الزرقاء سخونة ونجوم التسلسل الرئيسي.

تكاد أضخم نجوم التسلسل الرئيسي وأكثرها إضاءةً لا يمكن تمييزها عن العمالقة الفائقة التي تتطور إليها بسرعة. فهي تتمتع بدرجات حرارة متطابقة تقريبًا ولمعان متقارب جدًا، ولا يمكن تمييز السمات الطيفية التي تُظهر تطورها بعيدًا عن التسلسل الرئيسي الضيق من النوع O المبكر إلى منطقة العمالقة الفائقة من النوع O المبكر المجاورة إلا من خلال تحليلات بالغة الدقة. تشترك هذه العمالقة الفائقة من النوع O المبكر في العديد من السمات مع نجوم وولف-رايت من نوع WNLh، وتُصنف أحيانًا على أنها نجوم وسيطة بين النوعين.

تتواجد النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة (LBVs) في نفس منطقة مخطط هرتزبرونغ-راسل (HR) التي تتواجد فيها النجوم العملاقة الزرقاء، ولكنها تُصنف عادةً بشكل منفصل. وهي نجوم متطورة، متوسعة، ضخمة، ولامعة، وغالبًا ما تكون عملاقة فائقة، ولكنها تتميز بتغير طيفي فريد يصعب معه تحديد نوع طيفي قياسي لها. أما النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة التي تُرصد فقط في وقت محدد، أو خلال فترة زمنية تكون فيها مستقرة، فيمكن تصنيفها ببساطة على أنها نجوم عملاقة ساخنة أو نجوم متغيرة زرقاء لامعة مرشحة نظرًا للّمعان الذي تتمتع به.

تُصنّف النجوم العملاقة الفائقة عادةً كفئة مختلفة عن النجوم العملاقة، مع أنها في جوهرها مجرد فئة أكثر سطوعًا من النجوم العملاقة. فهي نجوم متطورة، متوسعة، ضخمة، وساطعة كالنجوم العملاقة، لكنها في أقصى حالات الكتلة والسطوع، وتتميز بخصائص إضافية فريدة، منها فقدانها كميات كبيرة من الكتلة نتيجة سطوعها الشديد وعدم استقرارها. عمومًا، لا تظهر خصائص النجوم العملاقة الفائقة إلا في النجوم العملاقة الأكثر تطورًا، إذ يزداد عدم استقرارها بعد فقدانها كميات كبيرة من الكتلة وزيادة سطوعها.

بعض نجوم B(e) هي نجوم عملاقة، بينما لا تُصنّف نجوم B[e] الأخرى كذلك. يُفرّق بعض الباحثين بين أجسام B[e] والنجوم العملاقة، بينما يُفضّل آخرون تعريف نجوم B[e] الضخمة المتطورة كمجموعة فرعية من النجوم العملاقة. وقد أصبح هذا التعريف الأخير أكثر شيوعًا، انطلاقًا من فهم أن ظاهرة B[e] تنشأ بشكل منفصل في عدد من أنواع النجوم المتميزة، بما في ذلك بعض النجوم التي تُمثّل مرحلةً من مراحل حياة النجوم العملاقة.

ملكيات

قرص وغلاف نجم بيتيلجوز (ESO)

تتراوح كتلة النجوم العملاقة من 8 إلى 12 ضعف كتلة الشمس ( M☉ ) فما فوق، ويتراوح لمعانها من حوالي 1000 إلى أكثر من مليون ضعف لمعان الشمس ( L☉ ). وتختلف أقطارها اختلافًا كبيرًا، حيث تتراوح عادةً من 30 إلى 500 ضعف نصف قطر الشمس ، أو حتى تتجاوز 1000 ضعف ( R☉ ). وهي ضخمة بما يكفي لبدء احتراق نواة الهيليوم ببطء قبل أن تتدهور ، دون وميض أو عمليات التجديد القوية التي تشهدها النجوم الأقل كتلة. ثم تستمر في إشعال عناصر أثقل تدريجيًا، وصولًا إلى الحديد في الغالب. وبسبب كتلتها الهائلة أيضًا، فإنها مُقدَّر لها أن تنفجر كمستعرات عظمى .

ينص قانون ستيفان -بولتزمان على أن الأسطح الباردة نسبيًا للعمالقة الحمراء تشع طاقة أقل بكثير لكل وحدة مساحة مقارنةً بالعمالقة الزرقاء ؛ وبالتالي، عند مستوى معين من اللمعان، تكون العمالقة الحمراء أكبر حجمًا من نظيراتها الزرقاء. يحد ضغط الإشعاع من كتلة أكبر العمالقة الباردة إلى حوالي 1500 ضعف نصف قطر الشمس (R☉ ) ، وكتلة أكبر العمالقة الساخنة إلى حوالي مليون ضعف نصف قطر الشمس ( M☉ ) ( كتلة اللمعان M☉ تقارب -10 ). [ 9 ] تصبح النجوم القريبة من هذه الحدود، وأحيانًا التي تتجاوزها، غير مستقرة، وتنبض، وتفقد كتلتها بسرعة.

الجاذبية السطحية

يُصنَّف النجم العملاق الفائق بناءً على خصائص طيفية تُعدّ في الغالب مقياسًا لجاذبيته السطحية، مع العلم أن هذه النجوم تتأثر أيضًا بخصائص أخرى مثل الاضطراب الميكروي . عادةً ما تكون جاذبية النجوم العملاقة السطحية حوالي 2.0 cgs أو أقل من لوغاريتم الجاذبية (log(g))، مع أن العمالقة الساطعة (فئة اللمعان II) لها جاذبية سطحية مشابهة إحصائيًا للنجوم العملاقة Ib العادية. [ 20 ] تتميز النجوم العملاقة اللامعة الباردة بجاذبية سطحية أقل، حيث تقترب قيمة log(g) للنجوم الأكثر لمعانًا (والأقل استقرارًا) من الصفر. [ 9 ] أما النجوم العملاقة الأكثر سخونة، حتى الأكثر لمعانًا منها، فتقترب جاذبيتها السطحية من الواحد، نظرًا لكتلتها الأكبر ونصف قطرها الأصغر. [ 21 ]

درجة حرارة

توجد نجوم عملاقة فائقة في جميع الفئات الطيفية الرئيسية وعبر نطاق واسع من درجات الحرارة، بدءًا من نجوم الفئة M المتوسطة عند حوالي 3400 كلفن وصولًا إلى نجوم الفئة O الأكثر سخونة التي تتجاوز 40000 كلفن. لا توجد النجوم العملاقة الفائقة عمومًا في درجات حرارة أقل من الفئة M المتوسطة. وهذا متوقع نظريًا نظرًا لعدم استقرارها الكارثي؛ ومع ذلك، توجد استثناءات محتملة بين النجوم المتطرفة مثل VX Sagittarii . [ 9 ]

على الرغم من وجود عمالقة فائقة في جميع الفئات الطيفية من O إلى M، فإن غالبيتها العظمى من النوع الطيفي B (العمالقة الزرقاء)، أي أكثر من جميع الفئات الطيفية الأخرى مجتمعة. وتتألف مجموعة أصغر بكثير من عمالقة فائقة من النوع G ذات إضاءة منخفضة للغاية، وهي نجوم متوسطة الكتلة تحرق الهيليوم في نواتها قبل الوصول إلى فرع العملاق المقارب . وتتألف مجموعة متميزة من عمالقة فائقة ذات إضاءة عالية في المراحل المبكرة من النوع B (B0-2) والمراحل المتأخرة جدًا من النوع O (O9.5)، وهي أكثر شيوعًا حتى من نجوم التسلسل الرئيسي من تلك الأنواع الطيفية. [ 22 ] ويفوق عدد العمالقة الزرقاء بعد مرحلة التسلسل الرئيسي العدد المتوقع من النماذج النظرية، مما يؤدي إلى ما يُعرف بـ "مشكلة العمالقة الزرقاء". [ 23 ]

تُعدّ الأعداد النسبية للنجوم العملاقة الزرقاء والصفراء والحمراء مؤشراً على سرعة تطور النجوم، وتُستخدم كاختبار قوي لنماذج تطور النجوم الضخمة. [ 24 ]

اللمعان

تقع النجوم العملاقة بشكل عام على نطاق أفقي يشغل الجزء العلوي بأكمله من مخطط هرتزبرونغ-راسل، ولكن توجد بعض الاختلافات عند الأنواع الطيفية المختلفة. ويعود هذا الاختلاف جزئيًا إلى اختلاف طرق تصنيف اللمعان عند الأنواع الطيفية المختلفة، وجزئيًا إلى اختلافات فيزيائية فعلية في النجوم.

يعكس اللمعان البولومتري للنجم إجمالي إشعاعه الكهرومغناطيسي عند جميع الأطوال الموجية . بالنسبة للنجوم شديدة الحرارة والباردة جدًا، يكون اللمعان البولومتري أعلى بكثير من اللمعان المرئي، وقد يصل أحيانًا إلى عدة درجات أو خمسة أضعاف أو أكثر. يبلغ هذا التصحيح البولومتري درجة واحدة تقريبًا للنجوم من النوع B المتوسط، والنوع K المتأخر، والنوع M المبكر، ويزداد إلى ثلاث درجات (أي 15 ضعفًا) للنجوم من النوع O والنوع M المتوسط.

جميع النجوم العملاقة الفائقة أكبر حجمًا وأكثر إضاءة من نجوم التسلسل الرئيسي من نفس درجة الحرارة. هذا يعني أن النجوم العملاقة الفائقة الساخنة تقع ضمن نطاق ضيق نسبيًا فوق نجوم التسلسل الرئيسي الساطعة. يبلغ القدر المطلق لنجم التسلسل الرئيسي من النوع B0 حوالي -5 ، مما يعني أن جميع النجوم العملاقة الفائقة من النوع B0 أكثر سطوعًا بشكل ملحوظ من القدر المطلق -5 . تصل الإضاءة الكلية حتى لأضعف النجوم العملاقة الزرقاء إلى عشرات آلاف المرات من إضاءة الشمس ( L☉ ). أما ألمعها فقد تتجاوز مليون L☉ ، وغالبًا ما تكون غير مستقرة، مثل متغيرات ألفا الدجاجة والمتغيرات الزرقاء اللامعة . 

توجد النجوم العملاقة فائقة الحرارة ذات الأنواع الطيفية المبكرة من النوع O ضمن نطاق ضيق للغاية من اللمعان فوق نجوم التسلسل الرئيسي والنجوم العملاقة فائقة اللمعان من النوع O المبكر. ولا تُصنف هذه النجوم بشكل منفصل إلى نجوم عملاقة عادية (Ib) ونجوم عملاقة لامعة (Ia)، على الرغم من أنها عادةً ما تحمل مُعدِّلات أخرى للنوع الطيفي مثل "f" لانبعاث النيتروجين والهيليوم (مثل O2 If للنجم HD 93129A ). [ 25 ]

قد تكون النجوم العملاقة الصفراء أقل سطوعًا بكثير من القدر المطلق -5 ، مع وجود بعض الأمثلة التي تصل إلى حوالي -2 (مثل نجم 14 برساوس ). ومع تصحيحات قياس الإشعاع الشمسي التي تقارب الصفر، قد لا يتجاوز سطوعها بضع مئات من أضعاف سطوع الشمس. مع ذلك، فهي ليست نجومًا ضخمة، بل نجوم متوسطة الكتلة ذات جاذبية سطحية منخفضة للغاية، غالبًا بسبب عدم الاستقرار مثل نبضات النجوم المتغيرة من نوع سيفيد . يُعزى العدد الكبير من النجوم العملاقة الصفراء منخفضة السطوع إلى تصنيف هذه النجوم متوسطة الكتلة كنجوم عملاقة خلال مرحلة طويلة نسبيًا من تطورها. أما النجوم الصفراء الأكثر سطوعًا، وهي النجوم العملاقة الصفراء الفائقة ، فتُصنف ضمن ألمع النجوم المرئية، حيث يصل قدرها المطلق إلى حوالي -9 ، على الرغم من أنه لا يزال أقل من مليون ضعف سطوع الشمس . 

يوجد حد أقصى قوي لسطوع النجوم العملاقة الحمراء، يبلغ حوالي نصف مليون لومن . أما النجوم التي قد تكون أكثر سطوعًا من ذلك، فتفقد طبقاتها الخارجية بسرعة كبيرة، ما يجعلها تبقى نجومًا عملاقة ساخنة حتى بعد خروجها من التسلسل الرئيسي. كانت غالبية النجوم العملاقة الحمراء نجومًا في التسلسل الرئيسي بكتلة تتراوح بين 10 و15 كتلة شمسية ، ويبلغ سطوعها الآن أقل من 100,000 لومن ، وهناك عدد قليل جدًا من النجوم العملاقة الساطعة من الفئة M (Ia). [ 22 ] أقل النجوم سطوعًا المصنفة كنجوم عملاقة حمراء هي بعض ألمع نجوم فرع العملاق المقارب (AGB) وما بعده، وهي نجوم منخفضة الكتلة متوسعة للغاية وغير مستقرة، مثل متغيرات RV Tauri . تُصنف غالبية نجوم فرع العملاق المقارب ضمن فئات سطوع العملاق أو العملاق الساطع، ولكن قد تُصنف النجوم غير المستقرة بشكل خاص، مثل متغيرات W Virginis، ضمن فئة العملاق (مثل W Virginis نفسها). أما أضعف النجوم العملاقة الحمراء، فيبلغ قدرها المطلق حوالي -3 .   

التباين

RS Puppis هو متغير قيفاوي عملاق وكلاسيكي .

بينما تُظهر معظم النجوم العملاقة الفائقة، مثل متغيرات ألفا سيغني ، والمتغيرات شبه المنتظمة ، والمتغيرات غير المنتظمة ، درجةً من التغير الضوئي ، فإن أنواعًا معينة من المتغيرات ضمن هذه النجوم العملاقة الفائقة تتميز بوضوحها. يمر نطاق عدم الاستقرار عبر منطقة النجوم العملاقة الفائقة، وتحديدًا العديد من النجوم العملاقة الفائقة الصفراء هي متغيرات سيفيدية كلاسيكية . تمتد منطقة عدم الاستقرار نفسها لتشمل النجوم العملاقة الفائقة الصفراء الأكثر سطوعًا ، وهي فئة نادرة للغاية وقصيرة العمر من النجوم العملاقة الفائقة شديدة السطوع. العديد من متغيرات R Coronae Borealis ، وإن لم تكن جميعها، هي نجوم عملاقة فائقة صفراء ، ولكن هذا التغير يعود إلى تركيبها الكيميائي غير المعتاد وليس إلى عدم استقرار فيزيائي.

تُصنف أنواع أخرى من النجوم المتغيرة، مثل متغيرات RV Tauri ومتغيرات PV Telescopii ، ضمن فئة العمالقة الفائقة. وتُصنف نجوم RV Tauri عادةً ضمن فئة النجوم العملاقة الفائقة من حيث اللمعان نظرًا لانخفاض جاذبيتها السطحية، وهي من بين ألمع نجوم فرع العملاق المقارب (AGB) وما بعده، إذ تتشابه كتلتها مع كتلة الشمس. وبالمثل، تُصنف متغيرات PV Telescopii، وهي أندر من ذلك، ضمن فئة العمالقة الفائقة، ولكنها أقل لمعانًا منها، وتتميز بأطياف B[e] غريبة تفتقر بشدة إلى الهيدروجين. ويُحتمل أيضًا أن تكون هذه النجوم من نجوم ما بعد فرع العملاق المقارب (AGB) أو نجوم فرع العملاق المقارب "المولودة من جديد".

تتميز النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة (LBVs) بتغيراتها، حيث تمر بفترات شبه منتظمة متعددة، وتشهد ثورات وانفجارات عملاقة أقل قابلية للتنبؤ. وهي عادةً ما تكون نجومًا عملاقة فائقة أو عملاقة ضخمة، وأحيانًا ذات أطياف وولف-رايت - نجوم فائقة اللمعان، ضخمة، متطورة ذات طبقات خارجية متمددة - إلا أنها مميزة وغير عادية لدرجة أنها تُعامل غالبًا كفئة منفصلة دون الإشارة إليها كنجوم عملاقة فائقة أو منحها نوعًا طيفيًا خاصًا بها. غالبًا ما يُشار إلى نوعها الطيفي بـ "LBV" فقط نظرًا لخصائصها الطيفية الغريبة والمتغيرة للغاية، حيث تتراوح درجات حرارتها من حوالي 8000 كلفن أثناء الانفجار إلى 20000 كلفن أو أكثر في حالة السكون.

الوفرة الكيميائية

تختلف وفرة العناصر المختلفة على أسطح النجوم العملاقة عن وفرتها على أسطح النجوم الأقل إضاءة. فالنجوم العملاقة هي نجوم متطورة، وقد تكون قد تعرضت لعملية نقل نواتج الاندماج النووي إلى سطحها.

تُظهر النجوم العملاقة الباردة تركيزات عالية من الهيليوم والنيتروجين على سطحها، نتيجةً لانتقال نواتج الاندماج هذه إلى السطح خلال مرحلة النسق الأساسي للنجوم الضخمة جدًا، أو نتيجةً لعمليات التراكم أثناء احتراق الغلاف، أو نتيجةً لفقدان الطبقات الخارجية للنجم. يتشكل الهيليوم في اللب والغلاف من خلال اندماج الهيدروجين والنيتروجين، اللذين يتراكمان مقارنةً بالكربون والأكسجين خلال دورة اندماج CNO . في الوقت نفسه، تنخفض وفرة الكربون والأكسجين. [ 26 ] يمكن تمييز النجوم العملاقة الحمراء عن نجوم AGB اللامعة ولكن الأقل كتلةً من خلال وجود مواد كيميائية غير عادية على سطحها، وزيادة الكربون نتيجةً لعمليات التراكم في الثلث السفلي العميق، بالإضافة إلى الكربون-13 والليثيوم وعناصر عملية s . يمكن أن تصبح نجوم AGB في مراحلها المتأخرة غنيةً جدًا بالأكسجين، مما ينتج عنه أشعة ليزر OH . [ 27 ]

تُظهر النجوم العملاقة الأكثر سخونة مستويات متفاوتة من إثراء النيتروجين. قد يعود ذلك إلى اختلاف مستويات الاختلاط على التسلسل الرئيسي نتيجة الدوران، أو لأن بعض النجوم العملاقة الزرقاء حديثة التطور من التسلسل الرئيسي، بينما مرّت نجوم أخرى بمرحلة عملاق أحمر. تتميز النجوم التي تلي مرحلة العملاق الأحمر عمومًا بمستوى أعلى من النيتروجين مقارنةً بالكربون، وذلك بسبب انتقال المواد المُعالجة بواسطة CNO إلى السطح وفقدان الطبقات الخارجية بالكامل. كما يكون تركيز الهيليوم على السطح أقوى في النجوم التي تلي مرحلة العملاق الأحمر، حيث يُمثل أكثر من ثلث الغلاف الجوي. [ 28 ] [ 29 ]

تطور

تتحول نجوم التسلسل الرئيسي من النوع O، وأضخم نجوم النوع B الزرقاء البيضاء، إلى عمالقة فائقة. ونظرًا لكتلها الهائلة، فإن أعمارها قصيرة، تتراوح بين 30  مليون سنة وبضع مئات الآلاف من السنين. [ 30 ] تُلاحظ هذه النجوم بشكل رئيسي في البنى المجرية الفتية، مثل العناقيد المفتوحة ، وفي أذرع المجرات الحلزونية ، وفي المجرات غير المنتظمة . وهي أقل وفرة في انتفاخات المجرات الحلزونية، ونادرًا ما تُلاحظ في المجرات الإهليلجية أو العناقيد الكروية ، التي تتكون أساسًا من نجوم قديمة.

تتشكل النجوم العملاقة عندما ينفد الهيدروجين من لبّ النجوم الضخمة في التسلسل الرئيسي، وعندها تبدأ بالتمدد، تمامًا مثل النجوم الأقل كتلة. ولكن على عكس النجوم الأقل كتلة، تبدأ هذه النجوم بدمج الهيليوم في لبّها بسلاسة وبعد فترة وجيزة من نفاد الهيدروجين. هذا يعني أن لمعانها لا يزداد بشكل كبير مثل النجوم الأقل كتلة، وتتقدم بشكل أفقي تقريبًا عبر مخطط هرتزبرونغ-راسل، لتصبح نجومًا عملاقة حمراء. كما أن النجوم العملاقة الحمراء، على عكس النجوم الأقل كتلة، ضخمة بما يكفي لدمج عناصر أثقل من الهيليوم، لذا فهي لا تنفث غلافها الجوي على شكل سدم كوكبية بعد فترة من احتراق غلاف الهيدروجين والهيليوم؛ بل تستمر في حرق العناصر الأثقل في لبّها حتى تنهار. لا تستطيع هذه النجوم أن تفقد كتلة كافية لتكوين قزم أبيض، لذا ستترك وراءها بقايا نجم نيوتروني أو ثقب أسود، عادةً بعد انفجار مستعر أعظم ناتج عن انهيار اللب.

لا تستطيع النجوم التي تزيد كتلتها عن 40 ضعف كتلة الشمس تقريبًا أن تتطور إلى عمالقة حمراء. فبسبب احتراقها السريع وفقدانها السريع لطبقاتها الخارجية، تصل إلى مرحلة العملاق الأزرق ، أو ربما العملاق الأصفر، قبل أن تعود لتصبح نجومًا أكثر سخونة. أما النجوم الأضخم، التي تزيد كتلتها عن 100 ضعف كتلة الشمس تقريبًا، فلا تكاد تتحرك من موقعها كنجوم من النوع O في التسلسل الرئيسي. وتتميز هذه النجوم بحمل حراري فعال للغاية، حيث تمزج الهيدروجين من السطح وصولًا إلى النواة. وتستمر في دمج الهيدروجين حتى ينضب تقريبًا في جميع أنحاء النجم، ثم تتطور بسرعة عبر سلسلة من المراحل لتصبح نجومًا متشابهة في سخونتها وإضاءتها: عمالقة، ونجوم مائلة، ونجوم من نوع WNh وWN، وربما نجوم من نوع WC أو WO. ومن المتوقع أن تنفجر هذه النجوم كمستعرات عظمى، ولكن ليس من الواضح إلى أي مدى تتطور قبل حدوث ذلك. إن وجود هذه النجوم العملاقة التي لا تزال تحرق الهيدروجين في نواتها قد يستلزم تعريفًا أكثر تعقيدًا للعملاق العملاق: نجم ضخم ذو حجم ولمعان متزايدين بسبب تراكم نواتج الاندماج، ولكنه لا يزال يحتوي على بعض الهيدروجين المتبقي. [ 31 ]  

يُعتقد أن النجوم الأولى في الكون كانت أكثر سطوعًا وضخامة من نجوم الكون الحديث. وباعتبارها جزءًا من المجموعة الثالثة المُفترضة من النجوم، فإن وجودها ضروري لتفسير رصد عناصر أخرى غير الهيدروجين والهيليوم في الكوازارات . وربما كانت أكبر حجمًا وأكثر إضاءة من أي عملاق فائق معروف اليوم، إلا أنها امتلكت بنية مختلفة تمامًا، مع انخفاض الحمل الحراري وفقدان أقل للكتلة. ومن المرجح أن أعمارها القصيرة جدًا قد انتهت بتفكك ضوئي عنيف أو انفجارات مستعرات عظمى ناتجة عن عدم استقرار الأزواج .

أسلاف المستعرات العظمى

يُعتقد أن معظم النجوم التي تُنتج مستعرات عظمى من النوع الثاني هي نجوم عملاقة حمراء، بينما يُنتج النوع الأقل شيوعًا، وهو مستعر عظمى من النوع Ib/c، نجم وولف-رايت أكثر سخونة فقد جزءًا كبيرًا من غلافه الجوي الهيدروجيني. [ 32 ] وبحكم التعريف تقريبًا، فإن النجوم العملاقة مُقدَّر لها أن تنتهي حياتها بعنف. فالنجوم الكبيرة بما يكفي لبدء دمج عناصر أثقل من الهيليوم لا يبدو أنها تملك أي وسيلة لفقدان كتلة كافية لتجنب الانهيار الكارثي للنواة، على الرغم من أن بعضها قد ينهار، دون أن يترك أثرًا يُذكر، إلى ثقوب سوداء مركزية خاصة به.

مع ذلك، فقد ثبت أن نماذج "البصل" البسيطة التي تُظهر أن النجوم العملاقة الحمراء تتطور حتمًا إلى نواة حديدية ثم تنفجر، هي نماذج مُبسطة للغاية. كان النجم الأصلي للمستعر الأعظم من النوع الثاني غير العادي 1987A نجمًا عملاقًا أزرق ، [ 33 ] يُعتقد أنه قد مرّ بالفعل بمرحلة النجم العملاق الأحمر من حياته؛ ومن المعروف الآن أن هذه الحالة ليست استثنائية على الإطلاق. يتركز الكثير من البحث حاليًا على كيفية انفجار النجوم العملاقة الزرقاء كمستعرات عظمى، ومتى يمكن للنجوم العملاقة الحمراء أن تنجو لتصبح نجومًا عملاقة أكثر سخونة مرة أخرى. [ 34 ]

أمثلة معروفة

النجوم العملاقة نادرة وقصيرة العمر، لكن لمعانها الشديد يعني وجود العديد من الأمثلة التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة، بما في ذلك بعض ألمع النجوم في السماء. نجم رجل الجبار (ريجل )، ألمع نجم في كوكبة الجبار ، هو عملاق أزرق-أبيض نموذجي؛ أما نجوم حزام الجبار الثلاثة فهي عمالقة زرقاء؛ ونجم ذنب الدجاجة ( دينيب ) ، وهو عملاق أزرق آخر، هو ألمع نجم في كوكبة الدجاجة ؛ ونجم دلتا قيفاوس (الذي يُعدّ نموذجًا أوليًا) ونجم القطب الشمالي (بولاريس ) هما نجمان متغيران من نوع قيفاوس وعملاقان أصفران. أما نجم قلب العقرب (أنتاريس ) ونجم VV قيفاوس أ فهما عملاقان أحمران . يُعتبر نجم العقيق عملاقًا أحمرًا فائقًا نظرًا لمعانه الشديد؛ فهو من أكثر النجوم حُمرةً التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة، ومن أكبر النجوم في المجرة. أما نجم رو ذات الكرسي (رو كاسيوبيا) ، وهو عملاق أصفر متغير فائق، فهو من أكثر النجوم لمعانًا التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة. بيتيلجوز هو عملاق أحمر ربما كان عملاقًا أصفر في العصور القديمة، [ 35 ] وهو ثاني ألمع نجم في كوكبة الجبار.

انظر أيضاً

مراجع

  1. ↑ راسل، هنري نوريس (1914). "العلاقات بين أطياف النجوم وخصائصها الأخرى". علم الفلك الشعبي . 22 : 275. رمز Bibcode : 1914PA.....22..275R .
  2. ↑ هنروتو، ف. (1926). "تعاون دولي للدراسة الفوتوغرافية للمتغيرات القيفاوية". علم الفلك الشعبي . 34 : 493. رمز Bibcode : 1926PA.....34..493H .
  3. ↑ شابلي، هارلو (1925). "إس دورادوس، نجم عملاق متغير". نشرة مرصد كلية هارفارد . 814 : 1. رمز المرجع : 1925BHarO.814....1S .
  4. ↑ باين، سيسيليا هـ.؛ تشيس، كارل ت. (1927). "طيف النجوم العملاقة من الفئة F8". نشرة مرصد كلية هارفارد . 300 : 1. رمز Bibcode : 1927HarCi.300....1P .
  5. ↑ ماسي، فيليب؛ بولس، يواكيم؛ بولدراش، أ.و.أ؛ بريسولين، فابيو؛ كودريتسكي، رولف ب.؛ سيمون، ثيودور (22 مارس/آذار 2005). "الخصائص الفيزيائية ومقياس درجة الحرارة الفعال للنجوم من النوع O كدالة للمعدنية. الجزء الثاني: تحليل 20 نجمًا إضافيًا من سحابتي ماجلان ونتائج العينة الكاملة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 627 (1): 477-519 . arXiv : astro-ph/0503464 . Bibcode : 2005ApJ...627..477M . doi : 10.1086/430417 .
  6. ↑ واغل، غوروراج أ.؛ راي، ألاك؛ راغو، أدارش (2020-05-01). "أسلاف المستعرات العظمى من النوع IIP. الجزء الثالث: نسبة العملاق الأزرق إلى العملاق الأحمر في نماذج منخفضة المعدنية مع تجاوز الحمل الحراري" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 894 (2): 118. arXiv : 2004.14419 . Bibcode : 2020ApJ...894..118W . doi : 10.3847/1538-4357/ab8bd5 . ISSN 0004-637X . 
  7. ↑ يوجي، كوتلواي (1 يناير 2005). "التحليل الطيفي لأربعة نجوم من نوع Lacertae وν Cephei". علم الفلك البلطيقي . 14 : 51-82 . رمز Bibcode : 2005BaltA..14...51Y . الرقم الدولي الموحد للدوريات : 1021-6766 . 
  8. ^ جيريدار، س. فيرو، أ.؛ باراو، إل. (أكتوبر 1997). “الوفرة العنصرية والمعلمات الجوية لسبعة عمالقة FG”. منشورات الجمعية الفلكية في منطقة المحيط الهادئ . 109 : 1077. بيب كود : 1997PASP..109.1077G . دوى : 10.1086/133978 . ISSN 0004-6280 . 
  9. 1 2 3 4 ليفيسك، إميلي م .؛ ماسي، فيليب؛ أولسن، ك. أ. ج.؛ بليز، برتراند؛ جوسلين، إريك؛ مايدر، أندريه؛ مينيه، جورج (2005). "مقياس درجة الحرارة الفعال للعمالقة الحمراء المجرية: باردة، ولكن ليس بالبرودة التي كنا نظنها". المجلة الفيزيائية الفلكية . 628 (2): 973-985 . arXiv : astro-ph/0504337 . Bibcode : 2005ApJ...628..973L . doi : 10.1086/430901 . S2CID 15109583 . 
  10. ↑ دروت، ماريا ر.؛ ماسي، فيليب؛ مينيه، جورج (أبريل 2012). "العملاقان الأصفر والأحمر في مجرة ​​M33*". المجلة الفيزيائية الفلكية . 750 (2): 97. arXiv : 1203.0247 . Bibcode : 2012ApJ...750...97D . doi : 10.1088/0004-637X/750/2/97 . ISSN 0004-637X . 
  11. ↑ جيلكيس، أفيشاي؛ شينار، تومر؛ راماتشاندران، فارشا؛ جيرمين، آدم س؛ ماهي، لوران؛ أوسكينوفا، ليديا م؛ أركافي، إيار؛ سانا، هيوز (11 فبراير 2021). "إن فائض النجوم العملاقة الباردة من نماذج تطور النجوم المعاصرة يتحدى حد همفريز-ديفيدسون المستقل عن المعدنية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 503 (2): 1884-1896 . arXiv : 2102.03102 . doi : 10.1093/mnras/stab383 . ISSN 0035-8711 . 
  12. ↑ بانيكوك، أ. (1937). "جاذبية السطح في النجوم العملاقة". نشرة المعاهد الفلكية في هولندا . 8 : 175. رمز Bibcode : 1937BAN.....8..175P .
  13. ↑ سبيتزر، ليمان (1939). "أطياف النجوم العملاقة من النوع M". المجلة الفيزيائية الفلكية . 90 : 494. Bibcode : 1939ApJ....90..494S . doi : 10.1086/144121 .
  14. ↑ بانيكوك، أ. (1963). تاريخ علم الفلك . منشورات دوفر . doi : 10.1086/349775 . ISBN 0486659941.{{cite book}}عدم توافق رقم ISBN / التاريخ ( مساعدة )
  15. ↑ مورغان، ويليام ويلسون؛ كينان، فيليب تشايلدز؛ كيلمان، إديث (1943). "أطلس أطياف النجوم، مع مخطط لتصنيف الأطياف". شيكاغو . Bibcode : 1943assw.book.....M .
  16. ↑ غراي، ر.و.؛ نابيير، م.ج.؛ وينكلر، ل.إ. (2001). "الأساس الفيزيائي لتصنيف اللمعان في النجوم المتأخرة من النوع A، والنوع F، والنجوم المبكرة من النوع G. الجزء الأول: الأنواع الطيفية الدقيقة لـ 372 نجمًا" . المجلة الفلكية . 121 (4): 2148. رمز Bibcode : 2001AJ....121.2148G . doi : 10.1086/319956 .
  17. ↑ فان لون، ج. ث. (2006). "حول اعتماد رياح النجوم العملاقة الحمراء ونجوم فرع العملاق المقارب على نسبة المعادن". تطور النجوم عند انخفاض نسبة المعادن: فقدان الكتلة . 353 : 211-224 . arXiv : astro-ph/0512326 . Bibcode : 2006ASPC..353..211V .
  18. ↑ سيس، ل. (2006). "تطور نجوم AGB الضخمة" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 448 (2): 717-729 . Bibcode : 2006A & A...448..717S . doi : 10.1051/0004-6361:20053043 .
  19. ↑ بولاريندز، أ. ج. ت.؛ هيرويغ، ف.؛ لانغر، ن.؛ هيغر، أ. (2008). "قناة المستعر الأعظم لنجوم سوبر-أيه جي بي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 675 (1): 614-625 . arXiv : 0705.4643 . Bibcode : 2008ApJ...675..614P . doi : 10.1086/520872 . S2CID 18334243 . 
  20. ↑ غراي، ر.و.؛ غراهام، ب.و.؛ هويت، س.ر. (2001). "الأساس الفيزيائي لتصنيف اللمعان في النجوم المتأخرة من النوع A، والنوع F، والنجوم المبكرة من النوع G. الجزء الثاني: المعايير الأساسية لنجوم البرنامج ودور الاضطراب الميكروي" . المجلة الفلكية . 121 (4): 2159. رمز Bibcode : 2001AJ....121.2159G . doi : 10.1086/319957 .
  21. ↑ كلارك، جيه إس؛ نجارو، إف؛ نيغيرويلا، آي؛ ريتشي، بي دبليو؛ أوربانيجا، إم إيه؛ هاوارث، آي دي (2012). "حول طبيعة العمالقة الفائقة من النوع B المبكر في مجرتنا". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 541 : A145. arXiv : 1202.3991 . Bibcode : 2012A & A...541A.145C . doi : 10.1051/0004-6361/201117472 . S2CID 11978733 . 
  22. 1 2 سويل، جيه آر؛ تريب، إم؛ كاباليرو-نييفيس، إس إم؛ هوك، إن. (2007). "مخططات هرتزبرونغ-راسل المستندة إلى نجوم HD في كتالوج ميشيغان الطيفي وكتالوج هيباركوس" . المجلة الفلكية . 134 (3): 1089. Bibcode : 2007AJ....134.1089S . doi : 10.1086/520060 .
  23. ↑ بيلينجر، إيرل باتريك؛ دي مينك، سلمى إي.؛ فان روسيم، والتر إي.؛ جاستام، ستيفن (2024). "إمكانات علم الزلازل النجمية لحل مشكلة العملاق الأزرق" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 967 (2): L39. arXiv : 2311.00038 . Bibcode : 2024ApJ...967L..39B . doi : 10.3847/2041-8213/ad4990 .
  24. ↑ ماسي، فيليب؛ أولسن، ك. أ. ج. (2003). "تطور النجوم الضخمة. الجزء الأول: العمالقة الحمراء في سحابتي ماجلان". المجلة الفلكية . 126 (6): 2867-2886 . arXiv : astro-ph/0309272 . Bibcode : 2003AJ....126.2867M . doi : 10.1086/379558 . S2CID 119476272 . 
  25. ↑ سوتا، أ.؛ مايز أبيلانيز، ج.؛ والبورن، ن. ر.؛ ألفارو، إ. ج.؛ باربا، ر. هـ.؛ موريل، ن. إ.؛ غامن، ر. س.؛ أرياس، ج. إ. (2011). "المسح الطيفي لنجوم O في المجرة. الجزء الأول: نظام التصنيف والنجوم الشمالية الساطعة في نطاق الأزرق البنفسجي عند R ~ 2500". ملحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 193 (2): 24. arXiv : 1101.4002 . Bibcode : 2011ApJS..193...24S . doi : 10.1088/0067-0049/193/2/24 . S2CID 119248206 . 
  26. ↑ لانكون، أ.؛ هاوشيلدت، ب.هـ.؛ لادجال، د.؛ محسن، م. (2007). "أطياف الأشعة تحت الحمراء القريبة للعمالقة الحمراء والعمالقة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 468 (1): 205-220 . arXiv : 0704.2120 . Bibcode : 2007A & A...468..205L . doi : 10.1051/0004-6361:20065824 . S2CID 18017258 . 
  27. ^ غارسيا هيرنانديز، DA؛ غارسيا لاريو، ب. بليز، ب. مانشدو، أ. دانتونا، ف؛ لوب، J.؛ هابينج، هـ. (2007). “وفرة الليثيوم والزركونيوم في نجوم المجرة الضخمة الغنية بـ AGB”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 462 (2): 711. أرخايف : astro-ph/0609106 . بيب كود : 2007A & A...462..711G . دوى : 10.1051/0004-6361:20065785 . S2CID 16016698 . 
  28. ^ سمارت، إس جيه؛ لينون، دي جي؛ كودريتسكي، RP. روزاليس، ف؛ ريانز، مؤشر القوة النسبية. رايت، ن. (2002). “الحالة التطورية لشير 25 – الآثار المترتبة على العمالقة الزرقاء وسلف SN 1987A”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 391 (3): 979. أرخايف : astro-ph/0205242 . بيب كود : 2002A & A...391..979S . دوى : 10.1051/0004-6361:20020829 . S2CID 14933392 . 
  29. ^ جورجي، سي. سايو، ه.؛ مينيت، ج. (2013). "لغز وفرة CNO لمتغيرات α Cygni تم حلها بواسطة معيار Ledoux" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية: رسائل . 439 : إل 6 – إل 10. أرخايف : 1311.4744 . بيب كود : 2014MNRAS.439L...6G . دوى : 10.1093/mnrasl/slt165 . S2CID 118557550 . 
  30. ↑ ريتشموند، مايكل. "التطور النجمي على التسلسل الرئيسي" . تم الاسترجاع في 24-08-2006 .
  31. ^ اكستروم ، سيلفيا. جورجي، سيريل؛ مينيت، جورج. جروه، خوسيه؛ غرناطة، أناهي (2013). “العمالقة الحمراء الفائقة والتطور النجمي”. سلسلة منشورات EAS . 60 : 31 – 41. أرخايف : 1303.1629 . بيب كود : 2013EAS....60...31E . دوى : 10.1051/إيس/1360003 . S2CID 118407907 . 
  32. ↑ غروه، خوسيه هـ.؛ جورج مينيه؛ سيريل جورجي؛ سيلفيا إكستروم (2013). "الخصائص الأساسية لأسلاف المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النوى وانفجارات أشعة غاما: التنبؤ بمظهر النجوم الضخمة قبل موتها". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 558 : A131. arXiv : 1308.4681 . Bibcode : 2013A & A...558A.131G . doi : 10.1051/0004-6361/201321906 . S2CID 84177572 . 
  33. ↑ ليمان، جيه دي؛ بيرسييه، دي؛ جيمس، بي إيه (2013). "التصحيحات البولومترية لمنحنيات الضوء البصري للمستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النوى" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 437 (4): 3848. arXiv : 1311.1946 . Bibcode : 2014MNRAS.437.3848L . doi : 10.1093/mnras/stt2187 . S2CID 56226661 . 
  34. ↑ فان دايك، إس دي؛ لي، دبليو؛ فيليبينكو، إيه في (2003). "بحث عن أسلاف المستعرات العظمى الناتجة عن انهيار النواة في صور تلسكوب هابل الفضائي". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 115 (803): 1. arXiv : astro-ph/0210347 . Bibcode : 2003PASP..115....1V . doi : 10.1086/345748 . S2CID 15364753 . 
  35. ↑ نويهاوزر، ر.؛ توريس، ج.؛ موغراور، م.؛ نويهاوزر، د.ل.؛ تشابمان، ج.؛ لوج، د.؛ كوسكي، م. (2022). "تطور لون منكب الجوزاء وقلب العقرب على مدى ألفي عام، مستمد من السجلات التاريخية، كقيد جديد على الكتلة والعمر" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 516 (1): 693. arXiv : 2207.04702 . Bibcode : 2022MNRAS.516..693N . doi : 10.1093/mnras/stac1969 .