نجم متغير

النجم المتغير هو نجم يتغير سطوعه كما يُرى من الأرض ( قدره الظاهري ) بشكل منتظم مع مرور الوقت. قد يكون هذا التغير ناتجًا عن تغير في الضوء المنبعث أو عن وجود جسم يحجب الضوء جزئيًا، ولذلك تُصنف النجوم المتغيرة إلى: ^{[ 1 ]}

المتغيرات الجوهرية ، التي يتغير لمعانها الذاتي؛ على سبيل المثال، لأن النجم يتضخم وينكمش.
المتغيرات الخارجية ، التي تعود تغيراتها الظاهرية في السطوع إلى تغيرات في كمية الضوء التي يمكن أن تصل إلى الأرض؛ على سبيل المثال، لأن النجم لديه رفيق يدور حوله ويحجبه أحيانًا .

بحسب نوع النظام النجمي، قد يشمل هذا التغير سلوكًا دوريًا أو غير منتظم أو متذبذبًا أو عابرًا. وقد تحدث التغيرات على فترات زمنية تتراوح من أقل من ساعة إلى عدة سنوات. تُظهر العديد من النجوم، وربما معظمها، تذبذبًا في اللمعان: فعلى سبيل المثال، يتغير ناتج طاقة الشمس بنحو 0.1% خلال دورة شمسية مدتها 11 عامًا . ^{[ 2 ]} وعلى النقيض تمامًا، قد يتفوق حدث المستعر الأعظم لفترة وجيزة على لمعان مجرة بأكملها. ^{[ 3 ]} من بين 58200 نجم متغير تم فهرستها حتى عام 2023، يُعد النوع الأكثر شيوعًا هو النجوم المتغيرة النابضة ، حيث يبلغ عددها ما يقارب 30000 نجم، تليها النجوم المتغيرة الكسوفية، حيث يزيد عددها عن 10000 نجم. ^{[ 4 ]}

رُصدت النجوم المتغيرة منذ فجر التاريخ البشري. وكان أول نجم متغير دوري موثق هو النجم الثنائي الكسوفي الغول (Algol) . واكتُشف النجم المتغير الدوري أوميكرون قيطس (Omicron Ceti) ، الذي سُمي لاحقًا ميرا (Mira)، في القرن السابع عشر، تلاه نجم كاي الدجاجة (Chi Cygni) ثم آر الشجاع (R Hydrae ). وبحلول عام 1786، تم توثيق عشرة نجوم متغيرة. ازداد اكتشاف النجوم المتغيرة بسرعة مع ظهور الألواح الفوتوغرافية . وعندما تبيّن أن للنجوم المتغيرة القيفاوية علاقة بين دورتها ولمعانها في عام 1912، سمح ذلك باستخدامها لقياس المسافات. ونتيجة لذلك، تم إثبات أن السدم الحلزونية هي مجرات تقع خارج مجرة درب التبانة . تُشكل النجوم المتغيرة الآن عدة طرق لسلم المسافات الكونية المستخدم لتحديد حجم الكون المرئي . ^{[ 5 ]} سمحت دورات النجوم الثنائية الكسوفية بتحديد أكثر دقة لكتلة وأقطار نجومها المكونة، وهو ما أثبت فائدته بشكل خاص في نمذجة تطور النجوم . ^{[ 6 ]}

اكتشاف

قد يكون التقويم المصري القديم للأيام السعيدة والنحسة، الذي وُضع قبل حوالي 3200 عام، أقدم وثيقة تاريخية محفوظة لاكتشاف نجم متغير، وهو النجم الثنائي الكسوفي الغول ، ^{[ 7 ]}^{[ 8 ]}^{[ 9 ]}^{[ 10 ]} إلا أن صحة هذا الادعاء موضع شك. ^{[ 11 ]} ومن المعروف أيضًا أن السكان الأصليين لأستراليا قد لاحظوا تغير سطوع نجمي منكب الجوزاء وقلب العقرب ، وأدرجوا هذه التغيرات في رواياتهم التي تناقلتها الأجيال شفهيًا. ^{[ 12 ]}^{[ 13 ]}^{[ 14 ]} كما سجل علماء فلك بابليون وصينيون وعرب، وغيرهم، رصدًا لأحداث المستعرات والمستعرات العظمى قبل اختراع التلسكوب. ^{[ 15 ]}^{[ 16 ]}

من بين علماء الفلك في عصر التلسكوب، تم رصد أول نجم متغير دوري عام 1638 عندما لاحظ يوهانس هولواردا أن نجم أوميكرون سيتي (الذي سُمي لاحقًا ميرا) ينبض في دورة تستغرق 11 شهرًا؛ وكان ديفيد فابريسيوس قد وصفه سابقًا بأنه مستعر أعظم عام 1596. ^{[ 17 ]} أثبت هذا الاكتشاف، بالإضافة إلى المستعرات العظمى التي رُصدت عامي 1572 و1604، أن السماء المرصعة بالنجوم ليست ثابتة أبدًا كما كان يعتقد أرسطو وغيره من الفلاسفة القدماء. وبهذا، ساهم اكتشاف النجوم المتغيرة في الثورة الفلكية التي شهدها القرنان السادس عشر والسابع عشر. ^{[ 18 ]}

كان ثاني نجم متغير تم وصفه هو النجم المتغير الكسوفي الغول (Algol)، الذي اكتشفه جيمينيانو مونتاناري عام 1669؛ وقدّم جون غودريك التفسير الصحيح لتغيره عام 1784. ^{[ 19 ]} تم تحديد نجم خي الدجاجة (Chi Cygni) عام 1686 بواسطة جي. كيرش ، ثم نجم الشجاع (R Hydrae) عام 1704 بواسطة جي. دي. مارالدي . ^{[ 20 ]} رصد إدوارد بيغوت نجم إيتا العقاب ( Eta Aquilae) ، أول نجم متغير قيفاوي يتم اكتشافه، عام 1784. ^[²¹^] بحلول عام 1786، كان معروفًا عشرة نجوم متغيرة. اكتشف جون غودريك نفسه نجمي دلتا قيفاوي (Delta Cephei) وبيتا القيثارة (Beta Lyrae) . ^[²²^] منذ عام 1850، ازداد عدد النجوم المتغيرة المعروفة بسرعة، خاصةً عندما أصبح من الممكن تحديد النجوم المتغيرة عن طريق التصوير الفوتوغرافي. في عام 1885، بدأ مرصد كلية هارفارد برنامجًا لتصوير السماء بأكملها بشكل متكرر بهدف اكتشاف النجوم المتغيرة. ^[²³^]

في عام ١٩١٢، اكتشفت هنرييتا سوان ليفيت علاقة بين سطوع المتغيرات القيفاوية ودوريتها. ^{[ ٢٤ ]} استخدم إدوين هابل هذه النتيجة في عام ١٩٢٤ عندما اكتشف متغيرًا قيفاويًا فيما كان يُعرف آنذاك بسديم أندروميدا . أظهر تقدير المسافة الناتج أن هذا السديم كان " كونًا معزولًا "، يقع خارج مجرة درب التبانة . أنهى هذا الاكتشاف الجدل الكبير حول طبيعة السدم الحلزونية . ^{[ ٢٥ ]} في عام ١٩٣٠، نشرت عالمة الفيزياء الفلكية سيسيليا باين كتاب "نجوم اللمعان العالي" ، ^{[ ٢٦ ]} الذي أجرت فيه العديد من الملاحظات على النجوم المتغيرة، مع إيلاء اهتمام خاص للمتغيرات القيفاوية. ^{[ ٢٧ ]} أرست تحليلاتها وملاحظاتها للنجوم المتغيرة، التي أجرتها مع زوجها سيرجي غابوشكين، الأساس لجميع الأعمال اللاحقة في هذا الموضوع. ^{[ ٢٨ ]}

يُدرج دليل النجوم المتغيرة العام لعام 2008 ^{[ 29 ]} أكثر من 46,000 نجم متغير في مجرة درب التبانة، بالإضافة إلى 10,000 نجم في مجرات أخرى، وأكثر من 10,000 نجم متغير "مُشتبه به". ولطالما لعب هواة الفلك دورًا هامًا في رصد النجوم المتغيرة، ولعل أقدم منظمة من هذا القبيل هي قسم النجوم المتغيرة التابع للجمعية الفلكية البريطانية ^{[ 30 ]} ، الذي تأسس عام 1890.

الكشف عن التباين

تتضمن أكثر أنواع التغيرات شيوعًا تغيرات في السطوع، ولكن تحدث أنواع أخرى أيضًا، لا سيما تغيرات في الطيف والاستقطاب . ومن خلال الجمع بين بيانات منحنى الضوء والتغيرات الطيفية المرصودة، غالبًا ما يتمكن علماء الفلك من تفسير سبب تغير سطوع نجم معين.

رصد النجوم المتغيرة

تُحلل النجوم المتغيرة عمومًا باستخدام القياس الضوئي ، ^{[ 31 ]} والقياس الطيفي الضوئي ، والتحليل الطيفي، [32] والاستقطاب. [ 33 ] ^{ويمكن رسم قياسات} تغيرات سطوعها ^{لإنتاج منحنيات ضوئية} . بالنسبة للنجوم المتغيرة المنتظمة، يمكن تحديد دورة التغير وسعتها بدقة عالية؛ أما بالنسبة للعديد من النجوم المتغيرة، فقد تتغير هذه الكميات ببطء مع مرور الوقت، أو حتى من دورة إلى أخرى. تُعرف ذروة السطوع في المنحنى الضوئي باسم القيم العظمى، بينما تُعرف أدنى مستويات السطوع باسم القيم الصغرى. ^{[ 34 ]}

يستطيع هواة الفلك إجراء دراسات علمية مفيدة للنجوم المتغيرة من خلال مقارنتها بصريًا بنجوم أخرى ضمن نفس مجال الرؤية التلسكوبي ، والتي تكون سطوعاتها معروفة وثابتة. وبتقدير سطوع النجم المتغير وتحديد وقت الرصد، يمكن رسم منحنى ضوئي مرئي. تقوم منظمات مثل الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة والجمعية الفلكية البريطانية بجمع هذه الملاحظات من المشاركين حول العالم، وتشارك البيانات مع المجتمع العلمي. ^{[ 35 ]}

تم استخلاص البيانات التالية من منحنى الضوء: ^{[ 36 ]}^{[ 37 ]}

هل تغيرات السطوع دورية، أو شبه دورية، أو غير منتظمة، أو فريدة من نوعها؟
ما هي فترة تقلبات السطوع؟
ما هو شكل منحنى الضوء (متناظر أم لا، زاوي أم متغير بسلاسة، هل تحتوي كل دورة على حد أدنى واحد فقط أم أكثر من حد أدنى واحد، إلخ)؟

تم استخلاص البيانات التالية من الطيف: ^{[ 37 ]}

ما نوع هذا النجم: ما هي درجة حرارته، وما هي فئة لمعانه ( نجم قزم ، نجم عملاق ، عملاق فائق ، إلخ)؟
هل هو نجم منفرد أم نجم ثنائي؟ (قد يُظهر الطيف المُجمّع لنجم ثنائي عناصر من أطياف كل نجم من النجوم المكونة له).
هل يتغير الطيف مع مرور الوقت؟ (على سبيل المثال، قد يصبح النجم أكثر سخونة وبرودة بشكل دوري)
قد تعتمد التغيرات في السطوع بشكل كبير على جزء الطيف الذي تتم ملاحظته (على سبيل المثال، اختلافات كبيرة في الضوء المرئي ولكن بالكاد توجد أي تغييرات في الأشعة تحت الحمراء).
إذا انزاحت أطوال موجات الخطوط الطيفية، فإن هذا يشير إلى حركات (على سبيل المثال، تضخم وانكماش دوري للنجم، أو دورانه، أو غلاف غازي متمدد) ( تأثير دوبلر ).
تظهر المجالات المغناطيسية القوية على النجم في الطيف ^{[ 38 ]}
قد تكون خطوط الانبعاث أو الامتصاص غير الطبيعية مؤشراً على وجود غلاف جوي نجمي ساخن، أو سحب غازية تحيط بالنجم.

في حالات نادرة جدًا، يُمكن تصوير قرص نجمي. ^{[ 39 ]} وقد تُظهر هذه الصور بقعًا داكنة على سطحه. إحدى هذه التقنيات هي التصوير الدوبلري ، الذي يستخدم انزياح الخطوط الطيفية لقياس السرعة، ثم يستخدمها لتحديد موقع بقعة على سطح نجم يدور بسرعة. ^{[ 40 ]}

تفسير الملاحظات

غالباً ما يُقدّم الجمع بين منحنيات الضوء والبيانات الطيفية دليلاً على التغيرات التي تحدث في النجوم المتغيرة. ^{[ 41 ]} فعلى سبيل المثال، يُستدل على وجود نجم نابض من خلال طيفه المتغير، إذ يتحرك سطحه دورياً نحونا ويبتعد عنا، بنفس وتيرة تغير سطوعه. ^{[ 42 ]}

يبدو أن حوالي ثلثي النجوم المتغيرة تنبض. ^{[ 43 ]} في ثلاثينيات القرن العشرين، أثبت عالم الفلك آرثر ستانلي إدينغتون أن المعادلات الرياضية التي تصف باطن النجم قد تؤدي إلى عدم استقرار يتسبب في نبض النجم. ^{[ 44 ]} عُرفت هذه الآلية بصمام إدينغتون، ولكنها تُعرف الآن باسم آلية كابا . ^{[ 45 ]} يرتبط النوع الأكثر شيوعًا من عدم الاستقرار بتذبذبات في درجة التأين في الطبقات الخارجية الحملية للنجم. ^{[ 46 ]} تحتوي معظم النجوم على طبقتين يحدث فيهما تأين الهيدروجين والهيليوم على التوالي. تُعرف هاتان الطبقتان بمناطق التأين الجزئي. ويحدد موقع هاتين الطبقتين خصائص نبض النجم. ^{[ 45 ]} من المعروف أن نبضات النجوم المتغيرة من نوع سيفيد ناتجة عن تذبذبات في تأين الهيليوم (من He ⁺⁺ إلى He ⁺ ثم العودة إلى He ⁺⁺ ). ^{[ 47 ]}

عندما يكون النجم في مرحلة التمدد، تتوسع منطقة التأين الجزئي، مما يؤدي إلى تبريده. وبسبب انخفاض درجة الحرارة، تنخفض درجة التأين أيضًا. وهذا يجعل البلازما أكثر شفافية، وبالتالي يسهل على النجم إشعاع طاقته. وهذا بدوره يجعل النجم يبدأ بالانكماش. ومع انضغاط الغاز، يسخن وتزداد درجة التأين مرة أخرى. وهذا يجعل الغاز أكثر عتامة، ويُحتجز الإشعاع مؤقتًا داخله. وهذا بدوره يسخن الغاز أكثر، مما يؤدي إلى تمدده مرة أخرى. وهكذا تستمر دورة التمدد والانضغاط (الانتفاخ والانكماش). ^{[ 45 ]}

في كثير من الحالات، يمكن بناء نموذج رياضي تنبؤي للسلوك المتغير. وعادةً ما يُفترض وجود فترة تقلب ثابتة. ويمكن استخدام هذا النموذج لرسم مخطط OC ، وهو رسم بياني للسلوك المرصود (O) مطروحًا منه نموذج السلوك المحسوب (C) على مدى فترة زمنية، أو مطويًا على عدة دورات. إذا كان النموذج يُظهر تطابقًا جيدًا، فيمكن استخدام هذا المخطط للكشف عن تغير في الفترة، أو دوران الأوج ، أو تأثير آلية أبليغيت ، أو تغيرات عشوائية في الفترة، أو تفاعل نظام ثنائي مع جسم ثالث. ^{[ 48 ]}

التسمية

في أي كوكبة، سُميت النجوم المتغيرة الأولى المكتشفة بالأحرف من R إلى Z، مثل R Andromedae . وقد طوّر هذا النظام فريدريك دبليو. أرغيلاندر ، الذي أطلق الحرف R على أول نجم متغير لم يُسمَّ من قبل في كوكبة، ^[⁴⁹^] وهو أول حرف لم يستخدمه باير . استُخدمت الأحرف من RR إلى RZ، ومن SS إلى SZ، وصولًا إلى ZZ للاكتشافات اللاحقة، مثل RR Lyrae . استُخدمت الأحرف من AA إلى AZ، ومن BB إلى BZ، وصولًا إلى QQ إلى QZ (مع حذف J لتجنب الخلط مع I). ^[⁵⁰^] بمجرد استنفاد هذه التركيبات الـ 334، تُرقّم النجوم المتغيرة حسب ترتيب اكتشافها، بدءًا من V335 وما بعدها. ^[⁵¹^]

تصنيف

قد تكون النجوم المتغيرة جوهرية أو خارجية . ^{[ 52 ]}

النجوم المتغيرة الجوهرية

يعود هذا التباين إلى تغيرات في الخصائص الفيزيائية للنجوم نفسها. ويمكن تقسيم هذه الفئة إلى أربع مجموعات فرعية:

النجوم المتغيرة النابضة، وهي نجوم يتمدد نصف قطرها وينكمش بالتناوب كجزء من عمليات الشيخوخة التطورية الطبيعية.
المتغيرات الانفجارية، وهي نجوم تشهد انفجارات على أسطحها مثل التوهجات أو المقذوفات الكتلية.
المتغيرات الكارثية أو المتفجرة، وهي نجوم تخضع لتغيير كارثي في خصائصها مثل المستعرات والمستعرات العظمى .
المتغيرات التي تعمل بالأشعة السينية، والأنظمة الثنائية المتقاربة مع جسم مضغوط ساخن يتراكم عليه الكتلة . ^[⁵³^]

النجوم المتغيرة الخارجية

ينتج هذا التباين عن عوامل الرؤية الخارجية مثل الدوران أو الكسوف. وهناك مجموعتان فرعيتان:

الأنظمة الثنائية الكسوفية، أو النجوم المزدوجة ، أو الأنظمة الكوكبية حيث، كما يُرى من وجهة نظر الأرض ، تقوم النجوم أحيانًا بكسوف بعضها البعض أثناء دورانها، أو يقوم الكوكب بكسوف نجمه.
النجوم المتغيرة الدوارة هي نجوم يتغير سطوعها نتيجة ظواهر مرتبطة بدورانها. ومن أمثلتها النجوم التي تحتوي على "بقع شمسية" شديدة تؤثر على سطوعها الظاهري، أو النجوم التي تدور بسرعة كبيرة مما يجعلها بيضاوية الشكل.

وتنقسم هذه المجموعات الفرعية بدورها إلى أنواع محددة من النجوم المتغيرة، والتي تُسمى عادةً نسبةً إلى النجم الأصلي لها. فعلى سبيل المثال، تُسمى النجوم القزمة المستعرة بنجوم U Gem نسبةً إلى أول نجم معروف في هذه الفئة، وهو U Geminorum . ^{[ 54 ]}

ينقسم تجمع النجوم في مجرة درب التبانة إلى مجموعتين بناءً على عمرها، ووفرة عناصرها الكيميائية، وحركتها عبر المجرة. تقتصر نجوم المجموعة الأولى على المستوى المسطح للنظام المجري ، وتُعرف بنجوم القرص الرقيق . تنشأ هذه النجوم في العناقيد المفتوحة ، وغالبًا ما تُظهر وفرة عالية من العناصر الناتجة عن عمليات الاندماج النجمي - أي معدنيتها . أما نجوم المجموعة الثانية، فتنتشر في الغالب في القرص السميك ، وهالة المجرة ، والعناقيد الكروية ، وانتفاخ المجرة . هذه نجوم أقدم بكثير، وتُظهر وفرة أقل من العناصر الأثقل من الهيليوم. في بعض الحالات، يُحدد نظام تصنيف النجوم المتغيرة وسلوكها بناءً على انتمائها إلى إحدى المجموعتين. ^{[ 55 ]}

مع تدفق بيانات منحنيات الضوء الناتجة عن مسوحات السماء الكبيرة باستخدام كاميرات CCD، مثل تلسكوب غايا الفضائي، تحوّل تصنيف النجوم المتغيرة من التصنيف اليدوي إلى أساليب التعلّم الآلي. ومن الأساليب الشائعة تصنيف الغابات العشوائية. وتُستخدم معايير مختلفة خاصة بفئة النجوم المتغيرة كبيانات إدخال للتصنيف، مثل اللون والقدر الظاهري والدورية. وغالبًا ما يُطبّق تحليل فورييه على منحنى الضوء، كما تُستخدم معايير إضافية مثل نسب السعة وفروق الطور بين الحدود. ^{[ 56 ]} وقد استُخدمت أساليب أخرى موجودة، مثل الشبكات العصبية، التي تتميز بقدرتها على فحص بيانات منحنى الضوء مباشرةً، وخوارزمية التجميع المكاني للتطبيقات القائمة على الكثافة مع الضوضاء (DBSCAN)، ^{[ 57 ]} بنجاح لتصنيف النجوم المتغيرة.

النجوم المتغيرة الجوهرية

أنواع المتغيرات الجوهرية في مخطط هيرتزسبرونج-راسل

ترد أدناه أمثلة على الأنواع ضمن هذه الأقسام.

النجوم المتغيرة النابضة

تتمدد النجوم النابضة وتتقلص، مما يؤثر على سطوعها وطيفها. تُقسم النبضات عمومًا إلى نوعين: شعاعية ، حيث يتمدد النجم بأكمله وينكمش كوحدة واحدة؛ وغير شعاعية، حيث يتمدد جزء من النجم بينما ينكمش جزء آخر. ^{[ 58 ]}^{[ 59 ]}

بحسب نوع النبض وموقعه داخل النجم، يوجد تردد طبيعي أو أساسي يحدد دورة النجم. قد تنبض النجوم أيضًا بتردد توافقي أو نغمة فوقية ، وهو تردد أعلى، ويقابله دورة أقصر. في بعض الأحيان، تمتلك النجوم المتغيرة النابضة دورة واحدة محددة جيدًا، ولكن غالبًا ما تنبض في وقت واحد بترددات متعددة، ويتطلب الأمر تحليلًا معقدًا لتحديد الدورات المتداخلة المنفصلة . في بعض الحالات، لا يكون للنبضات تردد محدد، مما يتسبب في تباين عشوائي، يُشار إليه بالتباين العشوائي . تُعرف دراسة باطن النجوم باستخدام نبضاتها بعلم الزلازل النجمية . ^{[ 60 ]}

تحدث مرحلة التمدد في النبضات نتيجةً لحجب تدفق الطاقة الداخلية بواسطة مادة ذات عتامة عالية، ^{[ 60 ]} ولكن يجب أن يحدث هذا على عمق معين داخل النجم لتكوين نبضات مرئية. إذا حدث التمدد أسفل منطقة الحمل الحراري، فلن يكون هناك أي تغير مرئي على السطح. وإذا حدث التمدد بالقرب من السطح، ستكون قوة الاستعادة ضعيفة جدًا بحيث لا تُحدث نبضة. ^{[ 61 ]} قد تكون قوة الاستعادة اللازمة لتكوين مرحلة الانكماش في النبضات هي الضغط إذا حدثت النبضات في طبقة غير متدهورة في أعماق النجم، ويُطلق على هذا النمط اسم النمط الصوتي أو نمط الضغط للنبضات، ويُختصر إلى النمط p . في حالات أخرى، تكون قوة الاستعادة هي الجاذبية ، ويُطلق على هذا النمط اسم النمط g . عادةً ما تنبض النجوم المتغيرة النابضة في أحد هذه الأنماط فقط. ^{[ 60 ]}

القيفاويات والمتغيرات الشبيهة بالقيفاويات

مخطط هيرتزبرونغ-راسل يوضح موقع نطاق عدم الاستقرار

مخطط هرتزبرونغ -راسل هو رسم بياني مبعثر للنجوم يوضح العلاقة بين القدر المطلق والفئة الطيفية (اللمعان مقابل درجة الحرارة الفعالة ). تشغل معظم النجوم العادية، كالشمس، نطاقًا يُسمى التسلسل الرئيسي ، ويمتد من أسفل اليمين إلى أعلى اليسار في هذا المخطط. تشغل أنواع عديدة من هذه النجوم النابضة نطاقًا يُسمى شريط عدم استقرار القيفاويات ، والذي يتقاطع مع التسلسل الرئيسي في منطقة نجوم الفئتين A وF، ثم يمتد عموديًا إلى اليمين على مخطط هرتزبرونغ-راسل، ليتقاطع أخيرًا مع مسار النجوم العملاقة. ^{[ 62 ]} تتضخم هذه النجوم وتتقلص بانتظام شديد، نتيجةً لرنين كتلتها ، وعادةً ما يكون ذلك بسبب التردد الأساسي . يُعتقد أن آلية صمام إيدنجتون للنجوم المتغيرة النابضة تُفسر النبضات الشبيهة بنبضات القيفاويات. ^{[ 63 ]}

يرتبط عدم استقرار النبضات في المتغيرات القيفاوية بتغيرات في الفئة الطيفية، ودرجة الحرارة الفعالة، والسرعة الشعاعية السطحية للنجم. ^{[ 63 ]} لكل مجموعة فرعية على شريط عدم الاستقرار علاقة ثابتة بين الدورة والقدر المطلق، بالإضافة إلى علاقة بين الدورة ومتوسط كثافة النجم. تجعل علاقة الدورة باللمعان هذه المتغيرات القيفاوية عالية اللمعان مفيدة جدًا في تحديد المسافات إلى المجرات داخل المجموعة المحلية وخارجها. ^{[ 25 ]}

تم تسمية متغيرات القيفاويات فقط نسبة إلى دلتا قيفاويات ، بينما سميت فئة منفصلة تمامًا من المتغيرات نسبة إلى بيتا قيفاويات .

المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية: محاكاة لمتغير قيفاوي مع تسريع معدل النبض بشكل كبير، مما يُظهر التغير في اللمعان ودرجة الحرارة
تُعرف متغيرات القيفاويات من النوع الأول، والتي تُسمى أيضًا متغيرات القيفاويات الكلاسيكية أو متغيرات دلتا قيفاويات، بأنها نجوم عملاقة صفراء متطورة من النوع الأول (شابة، ضخمة، ومضيئة) تخضع لنبضات ذات فترات منتظمة للغاية تتراوح بين يوم واحد و100 يوم. ^{[ 63 ]} وهي نجوم نادرة نسبيًا ذات أسلاف تحرق الهيدروجين.تتراوح كتلتها بين 4 و20 كتلة شمسية، ودرجات حرارتها أعلى من فئة B5. ^{[ 64 ]}^{[ 65 ]} وتُعزى نبضاتها الشعاعية إلى الكثافة العالية للهيليوم والهيدروجين المتأين في طبقاتها الخارجية. ^{[ 65 ]} وبسبب لمعانها الشديد، يمكن رصد النجوم القيفاوية الكلاسيكية في المجرات القريبة خارج مجرة درب التبانة. ^{[ 63 ]} في 10 سبتمبر 1784، رصد إدوارد بيغوت تغيرات نجم إيتا العقاب ، وهو أول نجم معروف من فئة النجوم القيفاوية المتغيرة. مع ذلك، فإن النجم الذي سُميت النجوم القيفاوية الكلاسيكية باسمه هو نجم دلتا قيفاوي ، الذي اكتشف جون غودريك أنه متغير بعد بضعة أشهر. ^{[ 66 ]}
سيفيدات من النوع الثاني: تتميز متغيرات قيفاوس من النوع الثاني (المعروفة تاريخيًا باسم نجوم دبليو فيرجينيس) بنبضات ضوئية منتظمة للغاية وعلاقة لمعان مشابهة لمتغيرات دلتا قيفاوس، ولذلك تم الخلط بينها وبين هذه الفئة الأخيرة في البداية. تُعد متغيرات قيفاوس من النوع الثاني نجومًا نادرة تنتمي إلى فئة السكان الثانية الأقدم ، ^{[ 63 ]} مقارنةً بمتغيرات قيفاوس من النوع الأول الأصغر سنًا. تتميز متغيرات النوع الثاني بانخفاض نسبي في المعدنية ، وكتلة أقل بكثير تبلغ حواليتتراوح كتلتها بين 0.5 و0.6 كتلة _شمسية ، ^{[ 67 ]} وتتميز بلمعان أقل نوعًا ما، وعلاقة غير مباشرة بين الدورة واللمعان، لذا من المهم دائمًا معرفة نوع النجم المرصود. يمكن تحديدها بناءً على شكل منحنى ضوئها. تُصنف متغيرات قيفاوية من النوع الثاني إلى فئات فرعية بناءً على فترات نبضها، مثل نجوم BL Her لفترات نبض تتراوح بين 0.5 و0.6 كتلة شمسية، [67]، [67]، [67]، [68]، [69 ...من يوم إلى أربعة أيام، نجوم فير لـتتراوح مدة بقاء نجوم RV Tau من 4 إلى 20 يومًا، بينما تمتد فترات بقائها لفترات أطول تصل إلى 100 يوم. ^[⁶⁸^] تتوافق هذه الأنواع الفرعية الثلاثة مع مراحل متتالية من تطور النجوم بعد استنفاد الهيليوم في نواتها. ^[⁶⁹^]^[⁶⁷^]
متغيرات البطين الأيمن تاوري: هذه نجوم عملاقة صفراء (في الواقع نجوم منخفضة الكتلة بعد مرحلة فرع العملاق المقارب في أكثر مراحل حياتها سطوعًا) تتميز بفترات دنيا متناوبة عميقة وضحلة. ^{[ 70 ]} يتميز هذا التغير ذو القمتين عادةً بفترات تتراوح بين 30 و150 يومًا وسعات تصل إلى 3 درجات. ^{[ 71 ]} بالإضافة إلى هذا التغير، قد تحدث تغيرات طويلة الأمد على مدى عدة سنوات. ^{[ 70 ]} أطيافها من النوع F أو G عند أقصى سطوع، ومن النوع K أو M عند أدنى سطوع. ^{[ 72 ]} تقع هذه النجوم بالقرب من نطاق عدم الاستقرار، وتشكل امتدادًا أكثر سطوعًا لنجوم سيفيد من النوع الثاني، بينما تكون أبرد من نجوم سيفيد من النوع الأول. ^{[ 73 ]} تنتج نبضاتها عن نفس الآليات الأساسية المتعلقة بعتامة الهيليوم، لكنها في مرحلة مختلفة تمامًا من حياتها.
متغيرات RR Lyrae: تُشبه هذه النجوم المتغيرة الشائعة نسبيًا نجوم القيفاويات، لكنها أقل لمعانًا ولها دورات أقصر. وهي أقدم من نجوم القيفاويات من النوع الأول، وتنتمي إلى المجموعة الثانية ، لكن كتلتها أقل من كتلة نجوم القيفاويات من النوع الثاني. ^{[ 74 ]} ونظرًا لشيوع وجودها في العناقيد الكروية ، يُشار إليها أحيانًا باسم نجوم القيفاويات العنقودية . ^{[ 75 ]} كما أن لها علاقة راسخة بين الدورة واللمعان في نطاق الأشعة تحت الحمراء K، ولذا فهي مفيدة أيضًا كمؤشرات للمسافة. ^{[ 74 ]} وباعتبارها شموعًا معيارية ، يمكن رصدها حتى مسافة 1 ميجا فرسخ فلكي ، والتي تقع ضمن المجموعة المحلية للمجرات. ^[⁷⁶^] هذه نجوم عملاقة منخفضة الكتلة ذات طيف من النوع A أو F، وتقع حاليًا على الفرع الأفقي . وهي تنبض شعاعيًا وتتغير بمقدار 0.2-2 في القدر الظاهري (تغير في اللمعان من 20% إلى أكثر من 500%) على مدى عدة ساعات إلى يوم أو أكثر. تنقسم هذه الفئة إلى أنواع فرعية من نوع بيلي هي "أ" و "ب" و "ج"، وذلك حسب شكل منحنى الضوء. ^[⁷⁴^]
متغيرات دلتا سكيوتي: تُشبه متغيرات دلتا سكيوتي (δ Sct) متغيرات سيفيد، لكنها أقل سطوعًا بكثير ولها فترات أقصر. كانت تُعرف سابقًا باسم متغيرات سيفيد القزمة . ^{[ 77 ]} تُظهر متغيرات دلتا سكيوتي أنماط نبض شعاعية وغير شعاعية. غالبًا ما تُظهر العديد من الفترات المتراكبة، والتي تتحد لتُشكّل منحنى ضوئيًا مُعقدًا. عادةً ما يكون نوعها الطيفي من النوع A المتأخر والنوع F المبكر، وتقع على التسلسل الرئيسي أو بالقرب منه على مخطط هرتزبرونغ-راسل . عندما تكون معدنية الشمس، تتراوح كتلتها من حوالي 1.6 ضعف كتلة الشمس للفترات الأبطأ إلى 2.4 ضعف كتلة الشمس عند معدلات النبض الأعلى. مع معدلات دوران تبلغتتراوح سرعة النجوم في دلتا سكيوتي بين 40 و 250 كم/ث ، وتُظهر سعات صغيرة منتتراوح قوتها بين 0.01 و0.03 مع أنماط نبض متعددة، بما في ذلك العديد من الأنماط غير القطرية. بالنسبة لمعدلات الدوران الأبطأ تحتعند سرعة 30 كم/ث ، تكون السعةتتراوح سطوعها بين 0.20 و0.30 أو أكثر، وغالبًا ما تكون نابضة شعاعيًا. ^{[ 78 ]} تُعرف النجوم ذات التغيرات الشبيهة بنجم دلتا سكيوتي والتي يزيد سطوعها عن 0.3 باسم النجوم المتغيرة من نوع AI Vel، نسبةً إلى نجمها الأصلي AI Velorum . ^{[ 79 ]}
متغيرات SX Phoenicis: هذه النجوم فقيرة بالمعادن، وهي نظائر من النوع الثاني لمتغيرات دلتا سكيوتي، وتوجد بشكل رئيسي في العناقيد الكروية. تُظهر هذه النجوم تقلبات في سطوعها بمقدار 0.7 قدر ظاهري (أي ما يعادل تغيرًا بنسبة 100% تقريبًا في اللمعان) بفترات قصيرة تتراوح بين ساعة واحدة وثلاث ساعات. وتتراوح كتلتها بين...تتراوح أعمارها بين 1.0 و1.3 ثانية قوسية. ضمن العنقود النجمي، تُعرف هذه النجوم باسم " النجوم الزرقاء النابضة "، ويُفترض أنها تتشكل من اندماج نجمين عاديين في نظام ثنائي متقارب. تتميز متغيرات SX Phe بدورانها البطيء، ومعظم أنماط نبضها شعاعية. ^{[ 78 ]}^{[ 80 ]}
متغيرات Ap المتذبذبة بسرعة: نجوم roAp المتغيرة هي نجوم سريعة الدوران، ذات مغناطيسية قوية، وتركيب كيميائي مميز ، من النوع الطيفي A أو أحيانًا F0، وتُعرف بنجوم Ap. يشبه سلوك نبضها سلوك نجوم دلتا سكيوتي أو غاما دورادوس المتغيرة الموجودة على التسلسل الرئيسي. تتميز هذه النجوم بتغيرات سريعة للغاية، بفترات زمنية تبلغ بضع دقائق وسعات تصل إلى بضعة أجزاء من الألف من القدر الظاهري. على عكس نجوم دلتا سكيوتي، تنبض نجوم roAp إما بتردد عالٍ واحد أو بترددات عالية متعددة متقاربة. مع ذلك، لوحظت الترددات العالية المنفردة لنجوم roAp أيضًا في نجوم غير مميزة كيميائيًا، كما تُظهر بعض نجوم دلتا سكيوتي نبضًا في نطاق roAp. لذا، فإن التمييز بينهما غير واضح. ^{[ 81 ]}

المتغيرات طويلة المدى

النجوم المتغيرة طويلة الأمد هي نجوم باردة متطورة تنبض بفترات تتراوح بين أسابيع وعدة سنوات. جميع النجوم العملاقة الأبرد من النوع الطيفي K5 متغيرة بسبب النبضات الشعاعية. ^{[ 82 ]} تُظهر العديد من النجوم المتغيرة من هذه الفئة تغيرات ثانوية طويلة الأمد تستمر من عدة مئات إلى عدة آلاف من الأيام. قد يُغير هذا التباين السطوع بما يصل إلى عدة درجات، على الرغم من أنه غالبًا ما يكون أقل بكثير، مع تراكب التغيرات الأولية الأسرع. أسباب هذا النوع من التغير الثانوي غير مفهومة بوضوح، وتُعزى بشكل مختلف إلى النبضات، والثنائية، ودوران النجم. ^{[ 83 ]}^{[ 84 ]}^{[ 85 ]}

متغيرات ميرا

متغيرات ميرا هي نجوم عملاقة حمراء متقدمة في العمر تقترب من نهاية حياتها النشطة على فرع العملاق المقارب (AGB). وتتراوح فترات نبضها الشعاعي من أقل من 100 إلى أكثر من 2000 يوم، على الرغم من أن معظمها يقع ضمن نطاق زمني محدد.يتراوح عمرها بين 200 و450 يومًا. ^{[ 86 ]} وتتلاشى وتزداد سطوعًا على مدى 8 درجات ، أي بتغير في اللمعان يصل إلى ألف ضعف. ^{[ 87 ]} أما ميرا نفسها، والمعروفة أيضًا باسم أوميكرون سيتي (ο Cet)، فيتراوح سطوعها من الدرجة الثانية تقريبًا إلى الدرجة العاشرة، بدورة تبلغ حوالي 332 يومًا. ^{[ 88 ]} ويعود التباين الكبير في السعات المرئية بشكل رئيسي إلى تحول الطاقة المنبعثة بين الضوء المرئي والأشعة تحت الحمراء مع تغير درجة حرارة النجم. ^{[ 87 ]} وفي حالات قليلة، تُظهر متغيرات ميرا تغيرات دورية كبيرة على مدى عقود، يُعتقد أنها مرتبطة بدورة النبض الحراري لأكثر نجوم AGB تقدمًا. ^{[ 89 ]}

المتغيرات شبه المنتظمة

هذه متغيرات طويلة الأمد ذات فترات أقصر وسعات أصغر من متغيرات ميرا، ومنحنيات ضوئها أقل انتظامًا. النوعان SRa وSRb هما عمالقة حمراء ، ويُظهر النوع الأخير دورية أقل انتظامًا. عادةً ما تكون السعة المرئية أقل من 2.5 قدرًا ظاهريًا. ^{[ 90 ]} يُعتقد أنها أسلاف لمتغيرات ميرا، لكنها أطول عمرًا وبالتالي أكثر شيوعًا. يتكون النوعان SRc وSRd في الغالب من عمالقة حمراء وعمالقة صفراء ، على التوالي. ^{[ 90 ]}

قد تُظهر النجوم المتغيرة شبه المنتظمة دورة محددة في بعض الأحيان، ولكنها في أغلب الأحيان تُظهر تغيرات أقل وضوحًا يمكن أحيانًا تحليلها إلى دورات متعددة. ^{[ 90 ]}^{[ 91 ]} ومن الأمثلة المعروفة على النجوم المتغيرة شبه المنتظمة نجم منكب الجوزاء ، الذي يتغير سطوعه بمقدار نصف درجة مع دورات متداخلة تبلغ 1.10 و5.75 سنة. ^{[ 92 ]} ترتبط بعض النجوم المتغيرة شبه المنتظمة ارتباطًا وثيقًا بنجوم ميرا المتغيرة، وربما يكون الاختلاف الوحيد هو نبضها في توافقية مختلفة. ^{[ 93 ]}

المتغيرات البطيئة غير المنتظمة

هذه نجوم عملاقة حمراء أو عملاقة فائقة ذات دورية ضئيلة أو معدومة. بعضها متغيرات شبه منتظمة قليلة الدراسة، وغالبًا ما تكون ذات دورات متعددة، بينما قد يكون بعضها الآخر فوضويًا. ^{[ 94 ]} تُصنف هذه المتغيرات إلى النوع Lb أو Lc، اعتمادًا على ما إذا كانت عمالقة باردة أو عمالقة فائقة باردة، على التوالي. ^{[ 82 ]} ومن الأمثلة البارزة على المتغيرات البطيئة غير المنتظمة نجم قلب العقرب (أنتاريس) ، المصنف من النوع Lc، والذي يتراوح سطوعه بينمن 0.88 إلى 1.16 في الحجم المرئي . ^{[ 94 ]}

متغيرات بيتا سيفي

تخضع متغيرات بيتا سيفي (β Cep) (وتُسمى أحيانًا متغيرات بيتا كانيس ماجوريس ، خاصةً في أوروبا) ^{[ 95 ]} لنبضات قصيرة تتراوح مدتها بين 0.1 و0.6 يوم، بسعة تتراوح بين 0.01 و0.3 قدر ظاهري (تغير في اللمعان يتراوح بين 1% و30%). وتكون في أقصى سطوعها خلال فترة الانكماش الأدنى. وتُظهر العديد من النجوم من هذا النوع فترات نبض متعددة. ^{[ 96 ]}

نجوم من النوع B تنبض ببطء

النجوم النابضة ببطء من النوع B (SPB) هي نجوم ساخنة من نجوم التسلسل الرئيسي، أقل إضاءة بقليل من نجوم بيتا سيفي، ولها فترات أطول وسعات أكبر. ^{[ 97 ]} وتتراوح كتلتها بين2.5–7 M _☉ ، وفترات نبض غير شعاعية منمن 0.5 إلى 3 أيام. العديد منها يدور بسرعة، مما قد يجعلها تبدو أبرد، وفي بعض الحالات، تقع خارج نطاق عدم الاستقرار. ^{[ 98 ]}

نجوم ساخنة نابضة بسرعة كبيرة (نجوم شبه قزمة من النوع ب)

يُعدّ V361 Hydrae ، وهو نجم قزم فرعي من النوع B ذو قدر ظاهري 15، النموذج الأولي لهذه الفئة النادرة . تنبض هذه النجوم بفترات زمنية تبلغ بضع دقائق، وقد تنبض في الوقت نفسه بفترات زمنية متعددة. تبلغ سعة نبضاتها بضعة أجزاء من مئة من القدر الظاهري، ويُشار إليها اختصارًا بـ RPHS في نظام GCVS. وهي نجوم نابضة من نوع p . ^{[ 99 ]}

متغيرات تلسكوب PV

النجوم في هذه الفئة النادرة هي عمالقة فائقة من النوع B (Bp) ذات خصائص كيميائية مميزة ، حيث يبلغ متوسط دورتها 0.1-1 يوم، وسعة سطوعها 0.1. تتميز أطيافها بضعف خطوط الهيدروجين ، بينما تكون خطوط الكربون والهيليوم قوية للغاية ، مما يجعلها نوعًا من نجوم الهيليوم المتطرفة . ^[¹⁰⁰^] يُعدّ النجم PV Telescopii النموذج الأولي لهذه الفئة من النجوم المتغيرة ، والذي يشهد تغيرات طفيفة ولكنها معقدة في اللمعان وتقلبات في السرعة الشعاعية. ^[¹⁰¹^]

متغيرات ألفا سيجني

متغيرات ألفا الدجاجة (α Cyg) هي نجوم عملاقة فائقة نابضة بشكل غير شعاعي، تنتمي إلى الفئات الطيفية من B إلى A. تتراوح دوراتها من عدة أيام إلى عدة أسابيع، وتكون سعة تغيراتها عادةً في حدود 0.1 قدر ظاهري. قد تكون تغيرات الضوء، التي تبدو غير منتظمة في كثير من الأحيان، ناتجة عن تراكب العديد من التذبذبات ذات الدورات المتقاربة. ^{[ 102 ]} تمتلك النجوم الأصلية لهذه النجوم كتلة لا تقل عن 14 ضعف كتلة الشمس. بالنسبة للنجوم الأكثر سطوعًا على الأقل، يبدو أن هذه المتغيرات قد عادت إلى منطقة النجوم العملاقة الزرقاء في مخطط هرتزبرونغ-راسل بعد أن فقدت كتلة كبيرة كنجوم عملاقة حمراء. ^{[ 103 ]} نجم ذنب الدجاجة (Deneb) ، في كوكبة الدجاجة ، هو النموذج الأولي لهذه الفئة. ^{[ 104 ]}

متغيرات جاما دورادوس

متغيرات غاما دورادوس (γ Dor) هي نجوم تسلسل رئيسي نابضة غير شعاعية، تنتمي إلى الفئات الطيفية من F إلى أواخر A، وتتراوح لمعانها بين IV-V أو V. تتراوح دوراتها بين 0.3 و3 أيام، وسعتها عادةً في حدود 0.1 قدر ظاهري أو أقل. يشغل هذا النوع من المتغيرات نطاقًا ضيقًا بالقرب من الجزء منخفض اللمعان من شريط عدم الاستقرار، والذي يتداخل جزئيًا مع نطاق متغيرات دلتا سكيوتي. تتشابه الخصائص الفيزيائية لمتغيرات غاما دورادوس مع متغيرات دلتا سكيوتي طويلة الدورة. يُصعّب بطء دورتها وانخفاض سعتها اكتشاف متغيرات غاما دورادوس من الأرض؛ وقد رُصد معظمها بواسطة مهمات فضائية. ^{[ 105 ]}

تذبذبات شبيهة بالشمس

تتذبذب الشمس بسعة منخفضة جدًا ضمن عدد كبير من الأنماط ، بفترات زمنية تقارب 5 دقائق. يُعرف علم دراسة هذه التذبذبات بعلم الزلازل الشمسية . وتنتج هذه التذبذبات بشكل عشوائي عن الحمل الحراري في طبقاتها الخارجية. يُستخدم مصطلح "التذبذبات الشبيهة بالشمس" لوصف التذبذبات في النجوم الأخرى التي تُثار بالطريقة نفسها، وتُعد دراسة هذه التذبذبات أحد المجالات البحثية الرئيسية النشطة في علم الزلازل النجمية . ^{[ 106 ]}^{[ 107 ]} عادةً ما تكون النجوم ذات طبقات الحمل الحراري السطحية القادرة على إنتاج تذبذبات شبيهة بالشمس أبرد من الحافة اليمنى لشريط عدم الاستقرار، الذي يشمل التسلسل الرئيسي السفلي بالإضافة إلى النجوم شبه العملاقة والعمالقة الحمراء. مع ذلك، يمكن أيضًا إثارة التذبذبات الشبيهة بالشمس بواسطة نبضات نجمية، مثل تلك التي تُحدثها متغيرات قيفاوية. ^{[ 108 ]}

عمالقة صفراء نابضة سريعة

العملاق الأصفر النابض السريع (FYPS) هو عملاق أصفر لامع ذو نبضات أقصر من يوم. يُعتقد أنه تطور إلى ما بعد مرحلة العملاق الأحمر، لكن آلية هذه النبضات لا تزال مجهولة. سُمّيت هذه الفئة عام 2020 بناءً على تحليل بيانات تلسكوب TESS . ^{[ 109 ]}

الأقزام البيضاء النابضة

تتميز هذه النجوم النابضة غير الشعاعية بفترات قصيرة تتراوح بين مئات وآلاف الثواني، مع تقلبات طفيفة تتراوح بين 0.001 و0.2 من القدر الظاهري. تشمل الأنواع المعروفة من الأقزام البيضاء النابضة (أو ما قبل الأقزام البيضاء) نجوم DAV ، أو ZZ Ceti ، ذات الغلاف الجوي الغني بالهيدروجين والنوع الطيفي DA؛ ^{[ 110 ]} ونجوم DBV ، أو V777 Her ، ذات الغلاف الجوي الغني بالهيليوم والنوع الطيفي DB؛ ^{[ 111 ]} ونجوم GW Vir ، ذات الغلاف الجوي الغني بالهيليوم والكربون والأكسجين. يمكن تقسيم نجوم GW Vir إلى نجوم DOV ونجوم PNNV . ^{[ 112 ]}^{[ 113 ]}

متغيرات BLAP

النجوم النابضة الزرقاء ذات السعة الكبيرة (BLAP) هي فئة نادرة جدًا من النجوم النابضة شعاعيًا، وتتميز بتغيرات في سطوعها تتراوح بين 0.2 و0.4 قدرًا، بفترات نموذجية تتراوح بين 7 و75 دقيقة. ^{[ 114 ]}^{[ 115 ]} يُعتقد أنها النواة الهيليومية الصغيرة لعملاق أحمر فقد ما تبقى من غلافه الجوي بفعل نجم ثنائي مرافق. ^{[ 115 ]} وقد طُرحت فرضية أنها النجوم المرافقة المتبقية من مستعرات عظمى من النوع Ia، والتي طال البحث عنها . ^{[ 116 ]} أو قد تتشكل من اندماج قزمين أبيضين منخفضي الكتلة. ^{[ 114 ]} تُعتبر نجوم BLAP في الواقع أجسامًا ما قبل القزم الأبيض، حيث تتراوح درجة حرارتها الفعالة بين 20,000 و35,000 كلفن. ^{[ 115 ]} معظم هذه الأجسام في المرحلة المتوسطة أو المتأخرة من اندماج الهيليوم. ^{[ 117 ]}

النجوم المتغيرة الانفجارية

تُظهر النجوم المتغيرة الانفجارية تغيرات غير متوقعة في سطوعها نتيجة فقدان المادة منها، أو في بعض الحالات تراكمها عليها. وعلى الرغم من اسمها، إلا أنها تختلف عن النجوم المتغيرة الكارثية لأن الانفجارات فيها ناتجة عن عمليات غير نووية حرارية. ^{[ 118 ]}

جسم نجمي فتي

النجوم الأولية هي أجسام فتية لم تُكمل بعد عملية الانكماش من سديم غازي إلى نجم حقيقي. خلال هذه المرحلة، يكون الجسم مُحاطًا بغلاف كثيف بصريًا ، بحيث يكون التغير الناتج عن عملية التراكم السريع مرئيًا بشكل أساسي في نطاق الأشعة تحت الحمراء. ^{[ 119 ]} بمجرد أن يطرد الجسم معظم هذا الغلاف الوليد من الغاز والغبار، يستقر في كتلته ويصبح نجمًا ما قبل التسلسل الرئيسي ينكمش باتجاه التسلسل الرئيسي . يستمد هذا الجسم لمعانه من الانكماش بفعل الجاذبية . غالبًا ما تُظهر هذه الأجسام تغيرات غير منتظمة في السطوع مرتبطة بمجالات مغناطيسية قوية. ^{[ 120 ]}

متغيرات أوريون: متغيرات الجبار هي نجوم فتية ساخنة في مرحلة ما قبل التسلسل الرئيسي، وعادةً ما تكون مغمورة في سديم. تتميز بفترات غير منتظمة ذات سعات تتراوح بين عدة درجات. سُميت هذه المتغيرات غير المنتظمة بهذا الاسم لأن العديد منها رُصد لأول مرة في سديم الجبار . ومن الأنواع الفرعية المعروفة لمتغيرات الجبار متغيرات تي الثور . ويعود تغير سطوع نجوم تي الثور إلى وجود بقع على سطح النجم وتجمعات من الغاز والغبار تدور في الأقراص المحيطة بالنجم. ^{[ 121 ]} تُقسم هذه الفئة من المتغيرات إلى نوعين: تي الثور الكلاسيكية وتي الثور ذات الخطوط الضعيفة. تُظهر الأولى طيف انبعاث خطي نموذجي ، بينما لا تُظهر الثانية خطوط انبعاث قوية وتفتقر إلى رياح نجمية قوية أو قرص تراكم. أما الفئة الثالثة، نجوم هيربيغ Ae/Be، فهي الأكثر ضخامة. والفئة الرابعة هي متغيرات آر دبليو أوريغا غير المنتظمة التي لها خصائص مشابهة ولكنها تفتقر إلى السديم القريب. تُظهر هذه المتغيرات غير المنتظمة الأخيرة خطوط انبعاث، مما يوفر دليلاً على وجود أغلفة محيطة بالنجوم. ^{[ 122 ]}
نجوم هيربيج إيه/بي: النجم هيربيغ Ae/Be V1025 Tauri ^{[ 123 ]} والسديم الجزيئي المحيط به
يُعتقد أن تغيرات سطوع نجوم هيربيغ Ae/Be الأكثر ضخامة (2-8 كتلة شمسية ) تعود إلى تجمعات من الغاز والغبار تدور في الأقراص المحيطة بالنجم . وقد تحدث هذه التغيرات أيضًا بسبب بقع باردة على الغلاف الضوئي أو نبضات عند عبور شريط عدم الاستقرار. عادةً ما تصل التغيرات البصرية إلى درجة واحدة في السعة وتحدث على فترات زمنية تتراوح من أيام إلى أسابيع. ومن الأمثلة المتطرفة على ذلك نجم UX Orionis ، وهو النموذج الأولي لنجوم "UXOR"؛ إذ تتغير سطوع هذه النجوم الأولية بنسبة من 2 إلى 3 درجات. ^{[ 124 ]}
متغيرات FU Orionis: نسبة ضئيلة من الأجرام النجمية الفتية تكون ثائرة. يُطلق على النوعين الرئيسيين اسمي FUor وEXor، نسبةً إلى نجميهما الأصليين، FU Orionis و EX Lupi . (توجد أيضًا أنواع وسيطة وأجرام نجمية فتية شبيهة بـ FU Orionis). ^{[ 125 ]} يختلف النوعان في سعة ومدة ثوراتهما. ^{[ 126 ]} تتواجد أجرام FUor في السدم الانعكاسية وتُظهر زيادات حادة في لمعانها بمقدار 5-6 درجات، يتبعها انخفاض بطيء جدًا. متغيرات FU Orionis من النوع الطيفي F أو G، وربما تمثل مرحلة تطورية في حياة نجوم T Tauri . تُظهر أجرام EXor توهجات مثل أجرام FUor، لكن مدتها أقصر بكثير. يمكن أن تُظهر ومضات قصيرة تصل إلى 5 درجات. من المحتمل أن تكون هذه هي المرحلة التالية في التطور بعد مرحلة FUor. ^{[ 125 ]}

العمالقة والعمالقة الخارقون

تفقد النجوم الكبيرة الأكثر سطوعًا ذات الجاذبية السطحية المنخفضة مادتها بسهولة نسبية. وتكون معدلات فقدان الكتلة أكبر في النجوم ذات السطوع العالي، حيث تُدفع الرياح النجمية بفعل ضغط الإشعاع، وفي العمالقة الباردة ذات الكتلة المنخفضة، بفعل ضغط الإشعاع على حبيبات الغبار والنبضات. ^{[ 127 ]} ولهذا السبب، فإن التغيرات الناتجة عن الانفجارات وفقدان الكتلة أكثر شيوعًا بين العمالقة والعمالقة الفائقة.

متغيرات زرقاء مضيئة

تُعرف أيضًا باسم متغيرات S Doradus ، وتُعد المتغيرات الزرقاء اللامعة (LBV) من بين ألمع النجوم المعروفة. ومن أمثلتها العملاقان الفائقان η Carinae و P Cygni . ^{[ 128 ]} تتميز هذه النجوم بفقدان دائم للكتلة، ولكن على فترات زمنية تمتد لسنوات، تتسبب نبضات داخلية في تجاوز النجم حد إيدنجتون، مما يؤدي إلى زيادة ملحوظة في فقدان الكتلة. ^{[ 129 ]} يزداد السطوع المرئي على الرغم من أن اللمعان الإجمالي يبقى ثابتًا إلى حد كبير. وقد لوحظت ثورات عملاقة في بعض المتغيرات الزرقاء اللامعة، مما يزيد من لمعانها بشكل كبير، لدرجة أنها وُصفت بأنها " مستنسخات مستعرات عظمى" ، وقد تكون نوعًا مختلفًا من الأحداث. ^[¹²⁹^]

تنقسم هذه الفئة من النجوم المتغيرة إلى فئتين. نشأت النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة الكلاسيكية من نجوم تبلغ كتلتها 50 ضعف كتلة الشمس على الأقل. تمنع الكتلة العالية لهذه النجوم من التحول إلى عمالقة حمراء. أما الفئة الثانية فهي نجوم متغيرة زرقاء لامعة أقل سطوعًا، بكتل أولية تتراوح حولتتراوح كتلتها بين 25 و40 _كتلة شمسية . يمكن أن تتحول هذه النجوم إلى عمالقة حمراء فائقة، وقد يكون العديد منها قد فعل ذلك بالفعل. من السمات المميزة لجميع النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة (LBVs) ارتفاع نسبة لمعانها إلى كتلتها مقارنةً بالنجوم غير المتغيرة الزرقاء اللامعة في نفس المنطقة من مخطط هرتزبرونغ-راسل. تشغل هذه النجوم نطاق عدم استقرار خاصًا بالنجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة/النجوم العملاقة الفائقة، وهو نطاق يختلف عن نطاق عدم استقرار النجوم المتغيرة القيفاوية. ^{[ 130 ]}

عمالقة صفراء

تُعدّ هذه النجوم الضخمة المتطورة غير مستقرة نظرًا لشدة إضاءتها وموقعها فوق نطاق عدم الاستقرار، ^{[ 131 ]} وتُظهر تغيرات ضوئية وطيفية بطيئة ولكنها كبيرة أحيانًا نتيجة فقدان الكتلة الكبير والانفجارات الكبيرة العرضية، بالإضافة إلى تغيرات دورية على نطاق زمني قابل للملاحظة. ^{[ 132 ]} يُعدّ نجم رو ذات الكرسي أحد أفضل الأمثلة المدروسة . ^{[ 133 ]}

متغيرات R Coronae Borealis

على الرغم من تصنيفها كنجوم متغيرة ثائرة، فإن هذه النجوم لا تشهد زيادات دورية في سطوعها. بل تقضي معظم وقتها في تغيرات طفيفة شبه منتظمة في لمعانها، ربما بسبب النبضات. على فترات غير منتظمة، ينخفض سطوعها فجأة بمقدار 1-9 درجات (2.5 إلى 4000 ضعف) قبل أن تستعيد سطوعها الأولي على مدى أشهر إلى سنوات. وهي نجوم منتجة لغبار الكربون، تنتمي إلى فئة العمالقة الفائقة الغنية بالكربون والفقيرة بالهيدروجين. يُعدّ نجم R Coronae Borealis (R CrB) النجم النموذجي. ويُعزى الانخفاض الكبير في سطوعه إلى إنتاج هذا الغبار. ^{[ 135 ]} وقد طُرح سيناريوهان لتكوين نجم R CrB: إما اندماج قزم أبيض من الكربون والأكسجين مع قزم أبيض من الهيليوم، أو أن البقايا النجمية المركزية لسديم كوكبي تخضع لوميض هيليوم ، لتصبح عملاقًا فائقًا. ^{[ 136 ]}

تُعتبر متغيرات DY Persei فئة فرعية من متغيرات R CrB الباردة. وهي نجوم غنية بالكربون تقع على فرع العملاق المقارب ، وتُظهر أنماطًا نابضة وغير منتظمة من التغيرات. ^{[ 137 ]} ويكون انخفاض الغبار فيها أقل حدة وأكثر تناظرًا من متغيرات R CrB النموذجية. قد يشير هذا إلى أن النوعين يمتلكان طرقًا مختلفة لإنتاج الغبار. ^{[ 135 ]}

متغيرات وولف-رايت

نجوم وولف-رايت (WR) الكلاسيكية من النوع الأول هي نجوم ضخمة ساخنة تُظهر أحيانًا تغيرات في سطوعها، ربما لأسباب متعددة، منها التفاعلات الثنائية وتجمعات الغاز الدوارة حول النجم. ^{[ 138 ]}^{[ 139 ]} أثناء تطورها، فقدت هذه النجوم كتلة كبيرة، تاركةً وراءها نواة ساخنة من الهيليوم مع كمية قليلة من الهيدروجين في الطبقات الخارجية. وتُظهر أطياف انبعاث واسعة النطاق، تشمل خطوط الهيليوم والنيتروجين والكربون والأكسجين . ^[¹⁴⁰^] يبدو أن التغيرات في بعض نجوم وولف-رايت عشوائية، بينما تُظهر نجوم أخرى دورات متعددة . ^[¹³⁹^]

متغيرات غاما كاسيوبيا

متغيرات غاما ذات الكرسي (γ Cas) هي نجوم من النوع B سريعة الدوران، غير عملاقة، ذات خطوط انبعاث، وتتذبذب سطوعها بشكل غير منتظم بما يصل إلى 1.5 قدر ظاهري (تغير في اللمعان بمقدار أربعة أضعاف). ^{[ 141 ]} ويعود ذلك إلى قذف المادة من مناطقها الاستوائية نتيجة سرعة دورانها العالية. تُعد متغيرات غاما ذات الكرسي مصدرًا لانبعاثات الأشعة السينية الساطعة ، والتي قد تُعزى إلى تراكم الغاز على نجم قزم أبيض مرافق. ^{[ 142 ]}

نجوم فلير

تُعرَّف النجوم المتوهجة برصد حدث توهج، وهو زيادة وجيزة ولكنها هائلة في لمعان النجم. في نجوم التسلسل الرئيسي، يُعدّ التغير الانفجاري الكبير غير شائع. ^{[ 144 ]} يزداد احتمال حدوث نشاط التوهج بين النجوم الشابة التي تدور بسرعة. ^{[ 145 ]} يكون تواتر التوهجات أكثر شيوعًا وبروزها أكثر وضوحًا بين متغيرات UV Ceti ، وهي نجوم خافتة جدًا من نجوم التسلسل الرئيسي ذات مجالات مغناطيسية أقوى. ^{[ 146 ]} يزداد سطوعها بعدة درجات في غضون ثوانٍ قليلة، ثم يعود إلى سطوعه الطبيعي في غضون نصف ساعة أو أقل. العديد من الأقزام الحمراء القريبة هي نجوم متوهجة، بما في ذلك ^{بروكسيما} سنتوري وولف 359. ^[¹⁴⁵ ]

التوهج الخارق هو نوع من التوهجات الشمسية عالية الطاقة وقصيرة المدة، وقد رُصد على نجوم شبيهة بالشمس . ^{[ 147 ]} تبلغ طاقته النموذجية ما لا يقل عنتبلغ طاقتها حوالي ¹⁰³³ إرج ، وهو ما يزيد عن أقوى توهج شمسي تم رصده : حدث كارينغتون عام 1859 الذي تقدر طاقته بـ~5 × 10³² إرج . أظهرت منحنيات الضوء لتلسكوب كيبلر الفضائي أكثر من 2000 ومضة فائقة على 250 قزمًا ^من النوع G. معدل حدوثها أعلى على النجوم الأصغر سنًا والأسرع دورانًا. ^[¹⁴⁸^]

متغيرات RS Canum Venaticorum

هذه أنظمة ثنائية منفصلة، يتميز أحد مكوناتها على الأقل بغلاف كروموسفيري نشط للغاية، بما في ذلك بقع شمسية ضخمة وتوهجات، يُعتقد أنها تزداد بفعل النجم المرافق القريب. عادةً ما يكون النجم الأول نجمًا متطورًا، بينما يكون الثاني نجمًا أقل كتلة، إما من نجوم التسلسل الرئيسي أو نجمًا شبه قزم. وقد ربطت قوى المد والجزر بين النجمين فترة دورانهما بفترة دورانهما حول الشمس ، مما يمنحهما معدل دوران عالٍ يبلغ بضعة أيام. وتُظهر هذه الأنظمة خطوط انبعاث من الغلاف الكروموسفيري وانبعاثات أشعة سينية من الهالة الشمسية . ^{[ 149 ]} تتراوح فترات التغير من أيام، قريبة من فترة الدوران حول الشمس وأحيانًا مصحوبة بكسوف، إلى سنوات مع تغير نشاط البقع الشمسية. ^{[ 150 ]}

النجوم المتغيرة الكارثية أو المتفجرة

تُظهر هذه المتغيرات انفجارات ناتجة عن تفاعلات نووية حرارية على السطح أو بالقرب من النواة. وتشمل هذه الفئة أيضًا الأجسام الشبيهة بالمستعرات العظمى التي تُظهر انفجارات مثل المستعرات العظمى نتيجة إطلاق سريع للطاقة، أو لأن طيفها يُشبه طيف المستعرات العظمى عند أدنى مستوى إضاءة. ^{[ 118 ]}

المستعرات العظمى

المستعرات العظمى هي أكثر أنواع النجوم المتغيرة الكارثية إثارةً، وتُعدّ من بين أكثر الأحداث طاقةً في الكون. يمكن للمستعر الأعظم أن يُصدر لفترة وجيزة طاقةً تُعادل طاقة مجرة كاملة ، مُزدادًا سطوعًا بأكثر من 20 درجة (أكثر من مئة مليون ضعف). ^{[ 3 ]} يحدث انفجار المستعر الأعظم عندما يصل قزم أبيض أو نواة نجم إلى حدٍّ مُعين من الكتلة/الكثافة، يُعرف بحد تشاندراسيكار ، مما يؤدي إلى انهيار الجسم في جزء من الثانية. يرتد هذا الانهيار مُسببًا انفجار النجم وانبعاث هذه الكمية الهائلة من الطاقة. ^{[ 152 ]} تُقذف الطبقات الخارجية لهذه النجوم بسرعات تصل إلى آلاف الكيلومترات في الثانية. ^{[ 153 ]}

قد تُشكّل المادة المقذوفة سُدُمًا تُسمى بقايا المستعرات العظمى . ومن الأمثلة المعروفة على هذه السُدُم سديم السرطان ، وهو بقايا مستعر أعظم رُصد في الصين وأماكن أخرى عام 1054. ^{[ 154 ]} قد يتفكك الجسم الأصلي تمامًا في الانفجار، أو، في حالة النجوم الضخمة، قد يتحول لبّه إلى نجم نيوتروني (عادةً ما يكون نابضًا ) أو ثقب أسود . ^{[ 152 ]}

يمكن أن تنجم المستعرات العظمى عن موت نجم ضخم للغاية، أثقل من الشمس بأضعاف كثيرة. في نهاية حياة هذا النجم الضخم، تتشكل نواة حديدية غير قابلة للانصهار من رماد الاندماج. تُدفع كتلة هذه النواة الحديدية نحو حد تشاندراسيكار حتى يتم تجاوزه، وبالتالي ينهار. ^{[ 152 ]} يُعد المستعر الأعظم SN 1987A في سحابة ماجلان الكبرى أحد أكثر المستعرات العظمى دراسةً من هذا النوع . ^{[ 155 ]}

قد ينتج المستعر الأعظم أيضًا عن انتقال الكتلة من نجم مرافق في نظام نجمي ثنائي إلى قزم أبيض . ويتجاوز حد تشاندراسيكار بسبب المادة المتساقطة. ^{[ 152 ]} يرتبط اللمعان المطلق لهذا النوع الأخير بخصائص منحنى الضوء الخاص به، بحيث يمكن استخدام هذه المستعرات العظمى لتحديد المسافة إلى المجرات الأخرى. ^{[ 156 ]}

نجم متفجر أحمر متوهج

المستعرات الحمراء المتوهجة هي انفجارات نجمية ناتجة عن اندماج نجمين، وهي تختلف عن المستعرات الكلاسيكية . لفترة وجيزة قبل الاندماج، يتشارك النجمان غلافًا مشتركًا ، يتبعه قذف كتلي يطرد هذا الغلاف. ^{[ 158 ]} تتميز هذه المستعرات بلونها الأحمر المميز، وتمر بمرحلة استقرار طويلة بعد الانفجار الأولي. يتراوح لمعان هذه الأحداث العابرة بين لمعان المستعرات والمستعرات العظمى، ويستمر تطورها من عدة أسابيع إلى عدة أشهر. ^{[ 159 ]} يبلغ معدل حدوث هذه الأحداث في المجرة 0.2 حدث سنويًا. ^{[ 158 ]}

نوفاي

تُعدّ المستعرات الكلاسيكية نتاج انفجارات هائلة، ولكن على عكس المستعرات العظمى، لا تُؤدي هذه الأحداث إلى تدمير النجم الأصلي. تتشكل هذه المستعرات في أنظمة ثنائية متقاربة ، حيث يكون أحد مكوناتها قزمًا أبيض يكتسب المادة من المكون النجمي الآخر العادي، وقد تتكرر على مدى عقود أو قرون أو حتى آلاف السنين. تنطلق المستعرات من بدء مفاجئ للاندماج النووي الحراري المتسارع عند قاعدة المادة المتراكمة، والذي يتسارع بشكل انفجاري في ظل ظروف ضغط عالية معينة ( المادة المتدهورة ). تُصنف المستعرات حسب فئة سرعتها، والتي تتراوح من سريعة جدًا إلى بطيئة جدًا ، اعتمادًا على الوقت اللازم لانخفاض سطوع المستعر بمقدار درجتين أو ثلاث درجات من القدر الظاهري من ذروة سطوعه. ^{[ 160 ]} سُجلت العديد من المستعرات التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة ، وكان V1500 Cygni ألمعها في التاريخ الحديث، حيث بلغ القدر الظاهري الثاني في عام 1975. ^{[ 161 ]}

تُعرَّف المستعرات المتكررة بأنها تلك التي شهدت أكثر من حدث واحد من هذا النوع في التاريخ المسجل. وتميل هذه المستعرات إلى الحدوث على الأقزام البيضاء ذات الكتلة الأكبر، وتتميز بكتلة مقذوفات أصغر. M31N 2008-12a ، وهو مستعر متكرر في مجرة أندروميدا ، يثور بمعدل مرة كل 12 شهرًا. وتُقدَّر كتلته بقرب حد تشاندراسيكار، وبالتالي فهو مرشح ليكون سلفًا لمستعر أعظم من النوع Ia . ^{[ 160 ]}

مستعرات قزمة

المستعرات القزمة هي نجوم ثنائية تتكون من قزم أبيض، حيث يؤدي انتقال المادة بين مكونيها إلى انفجارات منتظمة. وهي أقل سطوعًا وتتكرر بوتيرة أعلى من المستعرات "الكلاسيكية". ^{[ 162 ]} وهناك ثلاثة أنواع من المستعرات القزمة: ^{[ 163 ]}

نجوم U Geminorum ، التي تشهد انفجارات تستمر من 5 إلى 20 يومًا تقريبًا، تليها فترات هدوء تمتد عادةً لبضع مئات من الأيام. وخلال الانفجار، يزداد سطوعها عادةً بمقدار 2 إلى 6 درجات. ^{[ 164 ]} تُعرف هذه النجوم أيضًا باسم متغيرات SS Cygni نسبةً إلى النجم المتغير في كوكبة الدجاجة الذي يُنتج من بين ألمع وأكثر عروض هذا النوع من النجوم المتغيرة تواترًا. ^{[ 162 ]}
نجوم Z Camelopardalis ، التي تُرى فيها هضاب من السطوع تُسمى حالات السكون ، في منتصف المسافة بين أقصى سطوع وأدنى سطوع.
نجوم SU Ursae Majoris ، التي تشهد انفجارات صغيرة متكررة، وانفجارات هائلة نادرة ولكنها أكبر حجماً . عادةً ما يكون لهذه الأنظمة الثنائية فترات مدارية أقل من 2.5 ساعة.

متغيرات Z أندروميدا

تتألف هذه الأنظمة الثنائية التكافلية من عملاق أحمر ونجم مضغوط (عادةً قزم أبيض) محاط بسحابة من الغاز والغبار. وتتعرض هذه الأنظمة لانفجارات شبيهة بانفجارات المستعرات العظمى، تتراوح شدتها بين 1 و3 درجات، وتنتج عن معدلات تراكم تتجاوز ما هو مطلوب للحفاظ على اندماج نووي مستقر. ويُعدّ نجم Z Andromedae النموذج الأولي لهذه الفئة . ^{[ 165 ]}

متغيرات AM CVn

المتغيرات AM CVn هي أنظمة ثنائية تكافلية حيث يقوم قزم أبيض باكتساب مادة غنية بالهيليوم إما من قزم أبيض آخر، أو نجم هيليوم، أو نجم متطور من نجوم التسلسل الرئيسي. ^{[ 166 ]} يمكن أن تخضع هذه الأنظمة لتغيرات معقدة، أو في بعض الأحيان لا تخضع لأي تغيرات، بفترات قصيرة للغاية. ^{[ 167 ]} تتراوح الفترات المدارية لهذه الأنظمة في نطاقمن 5 إلى 65 دقيقة، مع أولئك الذين تتراوح أعمارهم بين 5 و65 دقيقةمن 22 إلى 44 دقيقة، تظهر سلوكيات انفجارية تزيد من السطوع بواسطة3-4 درجات. ويعود السبب الأخير إلى عدم استقرار قرص التراكم. ^{[ 166 ]}

مصادر الأشعة السينية المتغيرة

تُعدّ هذه الأنظمة الثنائية المتغيرة بصريًا مصادرَ لانبعاثات الأشعة السينية المكثفة، وهي لا تنتمي إلى أيٍّ من فئات النجوم المتغيرة الأخرى. أحد مكوناتها جسمٌ مضغوطٌ يتراكم عليه المادة: إما قزم أبيض، أو نجم نيوتروني، أو ثقب أسود ذو كتلة نجمية. ^{[ 118 ]} ومن الأمثلة البارزة على هذه المصادر المتغيرة للأشعة السينية ، نظام Cygnus X-1 . ^{[ 168 ]}

متغيرات DQ Herculis

أنظمة DQ Herculis هي أنظمة ثنائية متفاعلة، حيث ينقل نجم منخفض الكتلة كتلته إلى قزم أبيض ذي مغناطيسية عالية. فترة دوران القزم الأبيض أقصر بكثير من فترة دوران النظام الثنائي، ويمكن أحيانًا رصدها كدورية ضوئية. عادةً ما يتشكل قرص تراكمي حول القزم الأبيض، لكن مناطقه الداخلية تُقطع مغناطيسيًا بفعل القزم الأبيض. بمجرد أن يجذب المجال المغناطيسي للقزم الأبيض المادة من القرص الداخلي، فإنها تنتقل على طول خطوط المجال المغناطيسي حتى تتراكم. ^{[ 169 ]} في الحالات القصوى، تمنع مغناطيسية القزم الأبيض تشكل قرص تراكمي. ^{[ 170 ]}

متغيرات AM Herculis

في هذه المتغيرات الكارثية، يكون المجال المغناطيسي للقزم الأبيض قويًا لدرجة أنه يُزامن فترة دورانه مع الفترة المدارية للنظام الثنائي. وبدلًا من تكوين قرص تراكمي، يتدفق التراكم على طول خطوط المجال المغناطيسي للقزم الأبيض حتى يصطدم به بالقرب من أحد أقطابه المغناطيسية. ^{[ 171 ]}^{[ 172 ]} يمكن أن يتسبب إشعاع السيكلوترون المنبعث من منطقة التراكم في تغيرات مدارية تصل إلى عدة مقادير. تُعرف أنظمة BY من نوع Cam باسم الأنظمة القطبية غير المتزامنة نظرًا لوجود فرق طفيف (1-2%) بين فترة الدوران والفترة المدارية. يُعتقد أن هذا التباين ناتج عن نشاط التوهجات على القزم الأبيض المتراكم. ^[¹⁷³^]

الثنائيات التي تعمل بالأشعة السينية

تتكون الأنظمة الثنائية للأشعة السينية ذات الكتلة العالية من نجم من نوع Be أو عملاق فائق يدور في مدار قريب نسبيًا مع نجم نيوتروني مرافق. تنتقل الكتلة من النجم المانح إلى الجسم المضغوط المتراكم، مما ينتج عنه انبعاث الأشعة السينية. في حالة نجم Be، يكون قرص غازي يدور حول النجم عند خط الاستواء مسؤولاً عن التغير البصري، بينما يؤدي تفاعل النجم المرافق إلى تقليص حجم القرص. ^{[ 174 ]}

النجوم المتغيرة الخارجية

هناك مجموعتان رئيسيتان من المتغيرات الخارجية: النجوم الدوارة والنجوم الكسوفية.

النجوم المتغيرة الدوارة

قد تُظهر النجوم ذات البقع الشمسية الكبيرة تغيرات ملحوظة في سطوعها أثناء دورانها، فتظهر مناطق أكثر سطوعًا من سطحها. كما تظهر بقع ساطعة عند الأقطاب المغناطيسية للنجوم المغناطيسية. وقد تُظهر النجوم ذات الأشكال الإهليلجية أيضًا تغيرات في سطوعها مع اختلاف مساحات أسطحها الظاهرة للمراقب. ^{[ 175 ]}

النجوم غير الكروية

يمكن أن تختلف النجوم الدوارة في سطوعها بسبب شكلها.

المتغيرات الإهليلجية: هذه أنظمة ثنائية متقاربة للغاية، ومكوناتها غير كروية الشكل نتيجة لتفاعلها المدّي. ومع دوران النجوم، تتغير مساحة سطحها الظاهرة للمراقب، مما يؤثر بدوره على سطوعها كما يُرى من الأرض. ^{[ 176 ]} في عام 1920، أصبح نظام Pi ⁵ Orionis أول نظام يُرصد فيه هذا التأثير بوضوح. ^{[ 177 ]} غالبًا ما تكون منحنيات الضوء لهذه الأنظمة شبه جيبية الشكل. وتكفي مقارنة منحنى السرعة الشعاعية في كثير من الأحيان لتحديد ما إذا كان النظام إهليلجيًا. ^{[ 176 ]} ومن الدلائل الأخرى على أن النظام متغير إهليلجي الشكل، استدارة منحنى الضوء عند أقصى سطوع. ويُعد تأثير الانعكاس، حيث يُضيء كل مكون نصف الكرة المقابل للنجم المرافق القريب، تعقيدًا إضافيًا لتحليل المدار والشكل. ^{[ 177 ]}

أماكن رائعة

متغيرات FK Comae Berenices

النشط مغناطيسيًاالبقع الشمسية ). وقد يختلف سطوع الغلاف اللوني

منحنيات الضوء لنجم FK Comae Berenices. يُظهر الرسم البياني الرئيسي التباين قصير المدى المرسوم من بيانات *TESS* ؛ ^{[ 178 ]} ويُظهر الرسم المُدرج، المُقتبس من بانوف وديميتروف (2007)، ^{[ 179 ]} التباين طويل المدى.

تدور هذه النجوم بسرعة فائقة بالنسبة لنجم متطور (حوالي 100 كم/ث عند خط الاستواء )؛ ولذلك فهي بيضاوية الشكل. وهي (على ما يبدو) نجوم عملاقة مفردة من النوعين الطيفيين G وK، وتُظهر خطوط انبعاث كروموسفيرية قوية . ومن أمثلة هذه الفئة النادرة: FK Com و V1794 Cygni و YY Mensae . ^[¹⁸⁰^]^[¹⁸¹^] ويُحتمل أن يكون سبب الدوران السريع لنجوم FK Comae هو أنها ناتجة عن اندماج نظام ثنائي (متلامس) . ^[¹⁸²^]

بواسطة نجوم دراكونيس المتغيرة

نجوم التنين (BY Draconis) هي نوع شائع من النجوم المتغيرة ذات الفئات الطيفية F أو G أو K أو M، والتي يتغير سطوعها بمقدار أقل من 0.5 قدر ظاهري (تغير بنسبة 70% في اللمعان) خلال فترات زمنية قصيرة لا تتجاوز بضعة أيام. يُنشئ المجال المغناطيسي النجمي نمطًا غير متجانس من البقع النجمية المظلمة والبقع الساطعة على سطح النجم، والتي تتحرك داخل وخارج خط الرؤية بفعل دوران النجم. عادةً ما تكون هذه النجوم فتية وسريعة الدوران، وتُظهر خطوط انبعاث قوية في طيفها. مع تقدم النجم في العمر، يؤدي تفاعل المجال المغناطيسي مع الرياح النجمية إلى إبطاء معدل دورانه، مما يُقلل من مستوى نشاطه. ^{[ 183 ]}

تُظهر العديد من النجوم في النطاق الطيفي من الفئة F إلى الفئة M، بما في ذلك الشمس، مستوياتٍ متفاوتة من النشاط السطحي الناتج عن ديناموها المغناطيسي. قد يتركز هذا النشاط في نطاقات خطوط عرض محددة، وقد يختلف شدته بمرور الوقت بناءً على دورة نجمية واحدة أو أكثر. على سبيل المثال، للشمس دورة نشاط واحدة تدوم حوالي 11 عامًا، حيث يميل لونها إلى الأزرق قليلًا خلال ذروة نشاطها. ^{[ 184 ]} تُسمى فترة طويلة من خمول الغلاف اللوني لنجم نشط بـ" الحد الأدنى لموندر" . حدث هذا الحدث النادر للشمس خلال القرن السابع عشر، ولكن حتى عام 2012، لم يتم رصده بشكل قاطع على نجم آخر. ^{[ 185 ]}

المجالات المغناطيسية

تمتلك هذه المتغيرات مجالًا مغناطيسيًا ولكنها تفتقر إلى نشاط كروموسفيري كبير.

متغيرات ألفا ² كانوم فيناتيكورم: تُعدّ النجوم المتغيرة من نوع ألفا ² كانوم فيناتيكوروم (α ^{2 CVn أو ACV) نجومًا}ذات خصائص كيميائية مغناطيسية مميزة ، تنتمي إلى الفئة الطيفية B0–F0، وتُظهر تقلبات تتراوح بين 0.01 و0.1 قدرًا ظاهريًا (1% إلى 10%) نتيجةً لاختلاف وفرة العناصر وتوزيعها غير المتجانس على سطح النجم. أي أنها تُظهر "بقعًا كيميائية". كما تُظهر هذه النجوم تغيرات طيفية ومجالية مغناطيسية أثناء دورانها البطيء. ^{[ 186 ]} يُعتقد أن سبب التوزيع غير المتجانس للطاقة على هذه النجوم هو زيادة حجب الخطوط الطيفية ، حيث تصبح الخطوط الطيفية الكيميائية أكثر كثافة بفعل تأثير زيمان . وينتج عن ذلك تسخين إضافي لبعض طبقات الغلاف الجوي، حيث يتحول تدفق الأشعة فوق البنفسجية إلى نطاق الضوء المرئي من خلال التسخين العكسي. ^{[ 187 ]} سُميت هذه الفئة من النجوم المتغيرة نسبةً إلى أول نجم من نوع Ap يُظهر تغيرات ضوئية مُعدَّلة دورانيًا، وهو ألفا ² كانوم فيناتيكوروم . ^{[ 188 ]}
متغيرات SX Arietis: هذه النجوم هي نظائر عالية الحرارة لمتغيرات α ² CVn، وتتكون من نجوم Bp مغناطيسية ذات خصائص كيميائية مميزة ودرجات حرارة فعالة تزيد عن 10000 كلفن. وتُظهر تقلبات في السطوع تبلغ حوالي 0.1 درجة ناتجة عن بقع كيميائية، بفترة دورية تتوافق مع معدل الدوران. ^{[ 189 ]}
النجوم النابضة المتغيرة بصريًا: لم يُرصد سوى عدد قليل من النجوم النابضة في الضوء المرئي . تتغير سطوع هذه النجوم النيوترونية أثناء دورانها. وبسبب سرعة دورانها، تكون تغيرات السطوع سريعة للغاية، من أجزاء من الثانية إلى بضع ثوانٍ. يُعد نجم السرطان النابض أول وأشهر مثال على ذلك. لا يزال السبب الدقيق لهذا الانبعاث النبضي غير واضح، ولكنه قد يكون مرتبطًا بإشعاع السنكروترون للإلكترونات في الغلاف المغناطيسي الخارجي. ^{[ 190 ]}

الثنائيات الكسوفية

تتفاوت سطوع النجوم المتغيرة الخارجية، كما يراها الراصدون من الأرض، نتيجةً لمصدر خارجي. ومن أكثر الأسباب شيوعًا لذلك وجود نجم مرافق ثنائي، حيث يشكل النجمان معًا نظامًا ثنائيًا . عند رصدهما من زوايا معينة، قد يحجب أحد النجمين الآخر، مما يؤدي إلى انخفاض سطوعه. يُعد نجم الغول ، أو بيتا برساوس (β Per)، أحد أشهر الأنظمة الثنائية الكسوفية، وأولها اكتشافًا . ^{[ 191 ]}

تُعدّ الأنظمة الثنائية الكسوفية المنفصلة ذات الخطوط المزدوجة أداةً مفيدةً لاختبار صحة نماذج تطور النجوم . فمن خلال فحص الأنواع الطيفية للمكونات ومنحنى الضوء المشترك، يُمكن تحديد كتل وأقطار كلا النجمين بدقة. وبافتراض أن كلا النجمين قد تشكّلا في الوقت نفسه، يُمكن استخدام النموذج لاستقراء تاريخهما ومعرفة ما إذا كان يتطابق مع أقطارهما الحالية. ^{[ 6 ]}

متغيرات ألغول

تخضع متغيرات الغول لظاهرة الكسوف مع وجود حد أدنى واحد أو اثنين يفصل بينهما فترات من الضوء شبه الثابت. يُعد نجم الغول في كوكبة برساوس النموذج الأولي لهذه الفئة . معظم الأنظمة ذات منحنيات الضوء من نوع الغول هي أنظمة ثنائية منفصلة. مع ذلك، تنطبق بعض تعريفات متغيرات الغول على الأنظمة الثنائية شبه المنفصلة، حيث يكون أحد مكوناتها قد ملأ فص روش الخاص به وينقل الكتلة إلى النجم المرافق. ^{[ 192 ]} تُسمى هذه الأنظمة بأنظمة الغول الكلاسيكية، ويُعد الغول نفسه أحد هذه الأنظمة شبه المنفصلة. ^{[ 193 ]}

المتغيرات الدورية المزدوجة

تُشبه المتغيرات الدورية المزدوجة (DPVs) نظام الغول، ^{[ 194 ]} حيث تتكون من نظام ثنائي شبه منفصل، يمتلك النجم الأساسي فيه كتلة تعادل سبعة أضعاف كتلة الشمس على الأقل، بينما يمتلك النجم الثانوي كتلة تتراوح بين 1 و3 أضعاف كتلة الشمس، وهو يفيض عن فص روش الخاص به. يدور حول النجم الأساسي قرص تراكم ضخم كثيف بصريًا. يُظهر النظام فترة طويلة من التغير الضوئي تُعادل حوالي 35 ضعف الفترة المدارية. النجم المانح الأصغر مُقيد مدّيًا بالفترة المدارية، وقد يُحفز هذا الدوران السريع دينامو مغناطيسيًا. وهذا بدوره قد يُسبب تغيرًا أطول في الفترة من خلال تعديل معدل انتقال الكتلة. ^{[ 195 ]} مثال على المتغيرات الدورية المزدوجة هو V393 Scorpii . ^{[ 194 ]}

متغيرات بيتا ليرا

متغيرات بيتا ليرا (β Lyr) هي أنظمة ثنائية كسوفية متقاربة، سُميت نسبةً إلى النجم النموذجي بيتا ليرا ، أو شيلياك. يتسبب التفاعل الجاذبي بين مكوناتها في اتخاذ أحدها على الأقل شكلًا بيضاويًا، مما ينتج عنه منحنى ضوئي يتغير باستمرار حتى خارج نطاق الكسوف. في نظام بيتا ليرا، يفيض أحد مكوناته من فص روش الخاص به، مما يُحدث تبادلًا للكتلة. يُضيف هذا التدفق للمادة سماتٍ إلى المنحنى الضوئي. ^{[ 196 ]} العديد من متغيرات بيتا ليرا هي أيضًا متغيرات دورية مزدوجة، بما في ذلك بيتا ليرا نفسها. ^{[ 197 ]}

متغيرات W Serpentis

يُعدّ W Serpentis النموذج الأولي لفئة من الأنظمة الثنائية شبه المنفصلة، والتي تتضمن نجمًا عملاقًا أو عملاقًا فائقًا ينقل المادة إلى نجم ضخم أكثر كثافة. يتميز هذا النجم الأخير بقرص تراكم كثيف بصريًا، ويكون معدل نقل الكتلة فيه أعلى منه في متغيرات Algol. وتتميز هذه الأنظمة، التي تُفرّق عن أنظمة β Lyr المشابهة، بانبعاث قوي للأشعة فوق البنفسجية من بؤر التراكم الساخنة على قرص المادة. قد يكون منحنى الضوء غير منتظم، وغالبًا ما تكون الفترة المدارية متغيرة. ^{[ 198 ]}

متغيرات الدب الأكبر

تُظهر النجوم في مجموعة W UMa من المتغيرات الكسوفية دورات مدارية تقل عن يوم واحد. تتقارب مكوناتها بشدة لدرجة أن أسطحها تكاد تكون متلامسة. تُسمى هذه النجوم بالثنائيات الكسوفية المتلامسة، وتتشارك غلافًا مشتركًا. ونتيجة لذلك، لا يتغير نوعها الطيفي أثناء دورانها. مدارها دائري، وتدور مكوناتها بشكل متزامن مع الدورة المدارية. ^{[ 199 ]}

عبور الكواكب

تُظهر النجوم التي تدور حولها كواكب تغيرات في سطوعها عندما تمر هذه الكواكب بين الأرض والنجم. بالنسبة للشمس، يحدث هذا مع الكواكب الأقل سطوعًا من الأرض، وتحديدًا عطارد والزهرة . ^[²⁰⁰^] أما بالنسبة للكواكب الخارجية ، فإن هذه التغيرات تكون أصغر بكثير من تلك التي تُلاحظ مع الكواكب المرافقة للنجوم، ولكن يمكن رصدها باستخدام القياسات الضوئية ذات نسبة إشارة إلى ضوضاء عالية بما يكفي. ومن الأمثلة على ذلك HD 209458 و WASP-43 ، ^[²⁰¹^] وجميع الكواكب والكواكب المرشحة التي رصدتها مهمتا كيبلر وتيس الفضائيتان.

انظر أيضاً

مراجع

↑ أليكسييف، بوريس ف. (2017-01-01). "الفصل 7 - النظرية غير المحلية للنجوم المتغيرة" . في أليكسييف، بوريس ف. (محرر). الفيزياء الفلكية غير المحلية . إلسيفير. ص 321-377 . doi : 10.1016/b978-0-444-64019-2.00007-7 . ISBN 978-0-444-64019-2تم الاطلاع عليه بتاريخ 2023-06-06 .
↑ فروليش، سي. (2006). "تغيرات الإشعاع الشمسي منذ عام 1978". مراجعات علوم الفضاء . 125 ( 1-4 ): 53-65 . Bibcode : 2006SSRv..125...53F . doi : 10.1007/s11214-006-9046-5 . S2CID 54697141 .
1 2 موبيرلي، مارتن (2007). المستعرات العظمى: وكيفية رصدها . أدلة رصد الفلكيين. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 7-8 . ISBN 978-0387-46269-1.
↑ أنصاري، إس جي؛ وآخرون . (يوليو 2023). "المطابقة بين الفهرس العام للنجوم المتغيرة وفهرس مصادر غايا DR3" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 522 (4): 6087-6093 . Bibcode : 2023MNRAS.522.6087A . doi : 10.1093/mnras/stad1334 .
↑ هوارد، سيثان (2011). "سلم المسافة الكونية". مجلة أكاديمية واشنطن للعلوم . 97 (2): 47-64 . JSTOR 24536521 .
1 2 هيجل، ج.؛ فايس، أ. (ديسمبر 2017). "اختبار نماذج تطور النجوم باستخدام الثنائيات الكسوفية المنفصلة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 608 : A62. Bibcode : 2017A & A...608A..62H . doi : 10.1051/0004-6361/201731008 .
↑ بورسيدو، س.؛ وآخرون (2008). "أدلة على الدورية في التقاويم المصرية القديمة للأيام السعيدة والنحسة" . مجلة كامبريدج الأثرية . 18 (3): 327-339 . Bibcode : 2008CArcJ..18..327P . doi : 10.1017/S0959774308000395 . S2CID 162969143 .
↑ جيتسو، ل.؛ وآخرون (2013). "هل سجّل المصريون القدماء دورة النجم الثنائي الكسوفي الغول - النجم الهائج؟". المجلة الفيزيائية الفلكية . 773 (1): A1. arXiv : 1204.6206 . Bibcode : 2013ApJ...773....1J . doi : 10.1088/0004-637X/773/1/1 . S2CID 119191453 .
↑ جيتسو، ل.؛ بورسيدو، س. (2015). "معالم متغيرة في العلوم الطبيعية: تأكيد اكتشاف المصريين القدماء لفترة الغول" . PLOS ONE . 10 (12) e0144140. arXiv : 1601.06990 . Bibcode : 2015PLoSO..1044140J . doi : 10.1371/journal.pone.0144140 . PMC 4683080. PMID 26679699 .
↑ بورسيدو، س.؛ وآخرون (2018). "الغول كحورس في تقويم القاهرة: الوسائل المحتملة ودوافع الملاحظات". علم الفلك المفتوح . 27 (1): 232-263 . arXiv : 1810.06412 . Bibcode : 2018OAst...27..232P . doi : 10.1515/astro-2018-0033 .
↑ كراوس، رولف؛ ريجس، فيكتور (2021). أ. سيزار غونزاليس-غارسيا، RM؛ وآخرون (محررون). هل تُظهر التقاويم المصرية القديمة أدلة على التكرار السماوي؟ ما وراء النماذج في علم الفلك الثقافي: وقائع المؤتمر السابع والعشرين لجمعية علم الفلك في جنوب شرق آسيا (SEAC) الذي عُقد بالاشتراك مع الجمعية الفلكية الأوروبية (EAA). أكسفورد: دار نشر BAR. الصفحات 3-9 . رمز Bibcode : 2021bpca.book...16R .
↑ هاماشر، د. و. (2018). "ملاحظات السكان الأصليين الأستراليين على النجوم المتغيرة العملاقة الحمراء". المجلة الأسترالية للأنثروبولوجيا . 29 (1): 89-107 . arXiv : 1709.04634 . Bibcode : 2018AuJAn..29...89H . doi : 10.1111/taja.12257 . hdl : 11343/293572 . S2CID 119453488 .
↑ شيفر، بي إي (2018). "نعم، يمكن لسكان أستراليا الأصليين اكتشاف تغيرات نجم منكب الجوزاء، وقد فعلوا ذلك بالفعل". مجلة التاريخ والتراث الفلكي . 21 (1): 7-12 . arXiv : 1808.01862 . doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2018.01.02 . S2CID 119209432 .
^ هماخر، DW (2022). علماء الفلك الأوائل . سيدني: ألين وأونوين. ص 144 – 166. ISBN 978-1-76087-720-0.
↑ ستيفنسون، ف. ريتشارد (2017). "السجلات التاريخية للمستعرات العظمى". دليل المستعرات العظمى . دار نشر سبرينغر الدولية. ص 49. رمز Bibcode : 2017hsn..book...49S . doi : 10.1007/978-3-319-21846-5_44 . ISBN 978-3-319-21845-8.
↑ شي، زي-زونغ؛ وآخرون . (نوفمبر 1966). "سجلات شرقية قديمة عن المستعرات والمستعرات العظمى". مجلة ساينس . 154 (3749): 597-603 . Bibcode : 1966Sci...154..597X . doi : 10.1126/science.154.3749.597 . PMID 17778798 .
↑ كاتيلان، مارسيو؛ سميث، هوراس أ. (2015). النجوم النابضة . جون وايلي وأولاده. ص 1-3 . ISBN 978-3-527-65520-5.
↑ ماكلويد، أليكسوس (2016). علم الفلك في العالم القديم: وجهات نظر مبكرة وحديثة حول الأحداث السماوية . علم الفلك التاريخي والثقافي. سبرينغر. ص 62. ISBN 978-3-319-23600-1.
↑ مور، باتريك (2000). استكشاف سماء الليل بالمنظار ( الطبعة الرابعة). مطبعة جامعة كامبريدج. ص 22. ISBN 9780521793902.
↑ ويستفال، جون؛ شيهان، ويليام (2014). الظلال السماوية: الكسوف، والعبور، والاحتجاب . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. سبرينغر. ص 592. ISBN 978-1-4939-1535-4.
↑ فولكنر، ديفيد إي. (سبتمبر 2021). "إدوارد بيغوت، وجون غودريك، وهنريتا سوان ليفيت: النجوم المتغيرة من نوع سيفيد". قصص علماء الفلك ونجومهم . سلسلة باتريك مور لعلم الفلك العملي. سبرينغر، تشام. ص 219-231 . doi : 10.1007/978-3-030-80309-4_21 . ISBN 978-3-030-80309-4.
↑ غريفيث، مارتن (2018). دليل الراصد للنجوم المتغيرة . سلسلة باتريك مور لعلم الفلك العملي. سبرينغر. الصفحات 4-5 . ISBN 978-3-030-00904-5.
↑ وين-ويليامز، غاريث (2016). مسح السماء: كيف يرسم علماء الفلك خريطة الكون . كون علماء الفلك. سبرينغر. ص 40-41 . ISBN 978-3-319-28510-8.
↑ ليفيت، هنريتا س.؛ بيكرينغ، إدوارد س. (مارس 1912). "فترات 25 نجمًا متغيرًا في سحابة ماجلان الصغرى". نشرة مرصد كلية هارفارد . 173 : 1-3 . Bibcode : 1912HarCi.173....1L .
1 2 شيهان، ويليام؛ كونسيلس، كريستوفر جيه. (2014). لقاءات مجرية: نظامنا النجمي المهيب والمتطور، من الانفجار العظيم إلى نهاية الزمان . سبرينغر. ISBN 978-0-387-85347-5.
↑ باين، سيسيليا هـ. (1930). نجوم اللمعان العالي . جامعة عثمانية، المكتبة الرقمية للهند. شركة ماكجرو هيل للنشر.
↑ "سيسيليا باين-جابوشكين | عالمة فلك بريطانية وأستاذة في جامعة هارفارد | بريتانيكا" . www.britannica.com . تاريخ الوصول: 10 أغسطس 2024 .
↑ تيرنر، ج (16 مارس 2001). "سيسيليا هيلينا باين-جابوشكين" . مساهمات نساء القرن العشرين في الفيزياء . مؤرشف من الأصل في 12 أكتوبر 2012.
↑ ساموس، ن.ن.؛ كازاروفيتس، إ.ف.؛ دورليفيتش، أ.ف. (2001). "الفهرس العام للنجوم المتغيرة". منشورات أوديسا الفلكية . 14 : 266. رمز Bibcode : 2001OAP....14..266S .
↑ ويليامز، توماس ر.؛ سالاديغا، مايكل (2011). تطوير علم فلك النجوم المتغيرة: التاريخ المئوي للجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 7. ISBN 978-1-139-49634-6.
↑ غريغوري، سي. (1994). "القياس الضوئي الكهروضوئي" . في مارتينيز، باتريك (محرر). دليل الراصد لعلم الفلك . كتيبات عملية في علم الفلك. المجلد 2. مطبعة جامعة كامبريدج. ص 1042. ISBN 978-0-521-45898-6.
↑ أثيل، عبد الله محمد (2024). "مراجعة للدراسة الضوئية للنجوم المتغيرة". مجلة أكسيليرون للفضاء الجوي . 2 (6): 316-328 . doi : 10.61359/11.2106-2425 .
↑ سيركوفسكي، ك. (1971). "استقطاب النجوم المتغيرة". ندوة الاتحاد الفلكي الدولي . 15 : 11-31 . doi : 10.1017/S0252921100032590 .
↑ غورباتسكي، ف. ج. (1969). "الجزء 3: المتغيرات والمستعرات - مقدمة" . في ميخائيلوف، أ. أ. (محرر). فيزياء النجوم والأنظمة النجمية . دورة في الفيزياء الفلكية وعلم الفلك النجمي. المجلد 2. ترجمة ليرمان، ز. الإدارة الوطنية للملاحة الجوية والفضاء. الصفحات 139-147 .
↑ موبيرلي، مارتن (2012). عالم الفلك الهاوي الجديد . سلسلة باتريك مور لعلم الفلك العملي. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. الصفحات 188-193 . ISBN 978-1-4471-0639-5.
↑ ستيفنسون، دبليو إتش (1925). "النجوم المتغيرة و'الجديدة'" . في فيليبس، تي إي آر؛ ستيفنسون، دبليو إتش (محرران). روعة السماوات: علم فلك شعبي موثوق . المجلد 2. روبرت إم. ماكبرايد وشركاه. الصفحات 596-606 .
1 2 فورنيس، كارولين إي. (1915). مقدمة لدراسة النجوم المتغيرة . سلسلة فاسار نصف المئوية. هوتون ميفلين. ص 3-37 .
^ كوتشوخوف ، أوليغ (2018). "المجالات المغناطيسية النجمية" . وفي ألميدا، خورخي سانشيز؛ غونزاليس ، ماريا خيسوس مارتينيز (محررون). المجالات المغناطيسية الكونية . مدرسة جزر الكناري الشتوية للفيزياء الفلكية. المجلد. 25. مطبعة جامعة كامبريدج. رقم ISBN 978-1-107-09781-0.
↑ جيلاند، رونالد ل.؛ دوبيري، أ.ك. (مايو 1996). "أول صورة لسطح نجم باستخدام تلسكوب هابل الفضائي". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 463 : L29. Bibcode : 1996ApJ...463L..29G . doi : 10.1086/310043 .
↑ فوغت، إس إس (1988). دي ستروبل، جي. كايريل؛ سبايت، مونيك (محررون). صور دوبلر للنجوم المتأخرة المرقطة . تأثير مطيافية نسبة الإشارة إلى الضوضاء العالية جدًا على فيزياء النجوم: وقائع الندوة 132 للاتحاد الفلكي الدولي المنعقدة في باريس، فرنسا، 29 يونيو - 3 يوليو 1987. الاتحاد الفلكي الدولي. الندوة رقم 132. دوردريخت: كلوير أكاديميك بابليشرز. ص 253. رمز Bibcode : 1988IAUS..132..253V .
↑ "تصنيف النجوم المتغيرة ومنحنيات الضوء" (ملف PDF) . الجمعية الأمريكية لعلم الفلك المتغير . تم الاطلاع عليه بتاريخ 15 أبريل 2020 .
↑ "19.3 النجوم المتغيرة: مفتاح واحد للمسافات الكونية" . tophat.com . OpenStax: علم الفلك. توب هات. مؤرشف من الأصل بتاريخ 24-07-2020 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 24-07-2020 .
↑ بورنيل، إس. جوسلين بيل (26 فبراير 2004). مقدمة إلى الشمس والنجوم . مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-0-521-54622-5.
↑ ميستل، ليون (2004). "آرثر ستانلي إدينغتون: رائد نظرية بنية النجوم". مجلة التاريخ والتراث الفلكي . 7 (2): 65. Bibcode : 2004JAHH....7...65M . doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2004.02.01 . S2CID 256563765 .
1 2 3 كارول، برادلي دبليو؛ أوستلي، ديل أ. (2017). مقدمة في الفيزياء الفلكية الحديثة ( الطبعة الثانية). مطبعة جامعة كامبريدج. الصفحات 496-498 . ISBN 978-1-108-42216-1.
↑ كوكس، جيه بي (1967). توماس، ريتشارد نيلسون (محرر). النظرية الخطية: بدء عدم الاستقرار النبضي في النجوم . الظواهر الديناميكية الهوائية في الأغلفة الجوية النجمية، وقائع الندوة رقم 28 التي عُقدت في المركز الدولي للفيزياء الفلكية التابع لمرصد نيس، 2-14 سبتمبر 1965. الاتحاد الفلكي الدولي. الندوة. المجلد 28. لندن: أكاديميك برس. ص 3. رمز Bibcode : 1967IAUS...28....3C .
↑ كوكس، جون ب. (1963). "حول التأين الثاني للهيليوم كسبب لعدم استقرار النبضات في النجوم". المجلة الفيزيائية الفلكية . 138 : 487. Bibcode : 1963ApJ...138..487C . doi : 10.1086/147661 .
↑ بيلينغز، غاري (أكتوبر 2019). "مخططات OC" (ملف PDF) . الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة (AAVSO) . تم الاطلاع عليه بتاريخ 9 سبتمبر 2025 .
↑ غريفين، ديفيد (مارس 2015). "كيف تُسمى النجوم المتغيرة؟". نشرة قسم النجوم المتغيرة، الجمعية الفلكية البريطانية . 163 : 9-10 . رمز Bibcode : 2015BAAVC.163....9G .
↑ هوفليت، دوريت (ديسمبر 1987). "تاريخ تسمية النجوم المتغيرة". مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 16 (2): 65-70 . رمز Bibcode : 1987JAVSO..16...65H .
^ ليفي ، دي إتش (15 ديسمبر 2005).دليل ديفيد ليفي للنجوم المتغيرة . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 46 وما بعدها. ISBN 978-0-521-60860-2.
↑ جونز، لورين ف. (2009). دليل الكون: النجوم والمجرات . سلسلة أدلة غرينوود للكون. دار بلومزبري للنشر، الولايات المتحدة الأمريكية. رقم ISBN 978-1-57356-749-7.
↑ جود، جيري أ. (2012). رصد النجوم المتغيرة . سلسلة باتريك مور لعلم الفلك العملي. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 157-164 . ISBN 978-1-4471-0055-3.
↑ مامفورد، جي إس (1967). "المستعرات والمتغيرات الشبيهة بالمستعرات". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 79 (469): 283-309 . Bibcode : 1967PASP...79..283M . doi : 10.1086/128488 . JSTOR 40674479 .
↑ جريجرسن، إريك، محرر. (2009). درب التبانة وما وراءه: النجوم والسدم والمجرات الأخرى . دليل المستكشف إلى الكون. مجموعة روزن للنشر، ص 28-31 . ISBN 978-1-61530-024-2.
↑ وانغ، لي-هينغ؛ لي، كاي؛ غاو، شيانغ؛ غو، يا-ني؛ صن، غو-يو (10-06-2025). "استخدام أسلوب التعلم الآلي لتصنيف النجوم المتغيرة باستخدام بيانات قطاعات TESS من 1 إلى 57" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 986 (1): 19. arXiv : 2504.00347 . Bibcode : 2025ApJ...986...19W . doi : 10.3847/1538-4357/add159 . ISSN 0004-637X .
^ تشين ، إكس. وانغ، س. دينغ، ل.؛ دي جريجس، ر. يانغ، م. Tian، H. (2020)، كتالوج ZTF للنجوم المتغيرة الدورية ، Centre de Donnees Strasbourg (CDS)، دوى : 10.26093/CDS/VIZIER.22490018 ، استرجاعها 2026-05-25
↑ ويتا، بول ج. (18 أبريل 2008). "تقرير عن نظرية النجوم النابضة" (ملف PDF) . جامعة ولاية جورجيا . تاريخ الاسترجاع: 31 أغسطس 2025 .
↑ شاتزمان، إيفري ل.؛ براديري، فرانسواز (1993). النجوم . مكتبة علم الفلك والفيزياء الفلكية. ترجمة كينغ، أ. ر. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 261. ISBN 978-3-540-54196-7.
1 2 3 أيرتس، سي.؛ وآخرون . (2010). علم الزلازل النجمية . مكتبة علم الفلك والفيزياء الفلكية. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 1-30 . ISBN 978-1-4020-5803-5.
↑ بوم-فيتنس، إريكا (1989). بنية النجوم وتطورها . مقدمة في الفيزياء الفلكية النجمية. المجلد 3. مطبعة جامعة كامبريدج. ص 237. ISBN 978-0-521-34871-3.
↑ ريدباث، إيان، محرر. (2012). قاموس علم الفلك . مرجع أكسفورد ذو الغلاف الورقي. مطبعة جامعة أكسفورد. ص 80. ISBN 978-0-19-960905-5.
1 2 3 4 5 غيدري، إم دبليو (2019). النجوم والعمليات النجمية . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 25-26 . ISBN 978-1-107-19788-6.
↑ تيرنر، دي جي (2012). "النجوم القيفاوية الكلاسيكية بعد 228 عامًا من الدراسة". مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 40 (1): 502. رمز Bibcode : 2012JAVSO..40..502T .
1 2 تيرنر، ديفيد ج. (أبريل 1996). "أسلاف المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية". مجلة الجمعية الفلكية الملكية الكندية . 90 : 82. Bibcode : 1996JRASC..90...82T .
↑ سيجار، مارك س. (2017). البنية الحلزونية في المجرات . سلسلة IOP للفيزياء الموجزة. دار مورغان وكلايبول للنشر. ISBN 978-1-6817-4610-4.
1 2 جوركوفيتش، إم آي (يونيو 2021). كينيموتشي، كارين؛ وآخرون (محررون). متغيرات قيفاوية من النوع الثاني: منظور رصدي . RR Lyrae/Cepheid 2019: آفاق النجوم النابضة الكلاسيكية. وقائع مؤتمر عُقد (13-18 أكتوبر 2019) في كلاودكروفت، نيو مكسيكو، الولايات المتحدة الأمريكية. سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. المجلد 529. سان فرانسيسكو: الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. ص 305. Bibcode : 2021ASPC..529..305J .
↑ ستويانوفيتش، ميلان؛ وآخرون . (ديسمبر 2024). حركية النجوم النابضة من نوع سيفيد الثاني . وقائع المؤتمر الفلكي الصربي العشرين، 16-20 أكتوبر 2023، بلغراد، صربيا. منشورات مرصد بلغراد الفلكي. المجلد 104. الصفحات 153-158 . Bibcode : 2024POBeo.104..153S . doi : 10.69646/aob104p153 .
↑ سوسينسكي، آي.؛ وآخرون (ديسمبر 2011). "تجربة عدسة الجاذبية البصرية. فهرس OGLE-III للنجوم المتغيرة. الرابع عشر. النجوم القيفاوية الكلاسيكية والنوع الثاني في انتفاخ المجرة". مجلة Acta Astronomica . 61 (4): 285-301 . arXiv : 1112.1406 . Bibcode : 2011AcA....61..285S .
1 2 بيرسي، جيه آر؛ كوفي، جيه. (أغسطس 2005). "التغيرات الدورية في متغيرات RV Tauri وSRd". مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 33 (2): 193-202 . Bibcode : 2005JAVSO..33..193P .
↑ باسو، بايدياناث؛ وآخرون (2010). مقدمة في الفيزياء الفلكية ( الطبعة الثانية). دار نشر PHI Learning Pvt. Ltd.، الصفحات 202-203. ISBN 978-81-203-4071-8.
^ روزينو ، إل. (يناير 1951). “أطياف متغيرات RV Tauri والأنواع شبه المنتظمة الصفراء”. مجلة الفيزياء الفلكية . 113 : 60. بيب كود : 1951ApJ...113...60R . دوى : 10.1086/145377 .
^ آرب، HC (2013). "مخطط هيرتزسبرونج-راسل" . في Flugge، S. (محرر). الفيزياء الفلكية الثاني: الهيكل النجمي . موسوعة الفيزياء. المجلد. 51. سبرينغر للعلوم والإعلام التجاري. ص 122 – 123. ISBN 978-3-642-45908-5.
1 2 3 سميث، هوراس أ. (2004). نجوم آر آر ليرا . فيزياء كامبريدج الفلكية. المجلد 27. مطبعة جامعة كامبريدج. الصفحات 1-20 . ISBN 978-0-521-54817-5.
^ مونش، ج. ريفيرا تيرازاس، إل. (1946). “الطيف من نوع Cepheids العنقودي”. مجلة الفيزياء الفلكية . 103 : 371. بيب كود : 1946ApJ...103..371M . دوى : 10.1086/144817 .
↑ نورتون، أندرو (2021). فهم الكون: فيزياء الكون من الكوازارات إلى الكواركات . مطبعة سي آر سي. ص 84. ISBN 978-1-000-38395-9.
↑ بومان، دومينيك م. (2017). تعديل سعة أنماط النبض في نجوم دلتا سكيوتي . رسائل سبرينغر. سبرينغر. ص 14. ISBN 978-3-319-66649-5.
1 2 ماكنمارا، دي إتش (أكتوبر 2011). “Delta Scuti وSX Phoenicis وRR Lyrae Stars في المجرات والمجموعات الكروية”. المجلة الفلكية . 142 (4): 110. بيب كود : 2011AJ....142..110M . دوى : 10.1088/0004-6256/142/4/110 .
↑ شيروود، فيكي إي.؛ بلاوت، ل.، محرران. (1975). "كتلة وحالة تطور المتغيرات من النوع AI Vel" . النجوم المتغيرة وتطور النجوم . ندوات الاتحاد الفلكي الدولي. المجلد 67. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ISBN 978-90-277-0578-5.
^ كوهين ، روجر إي. سراجديني ، عطا (يناير 2012). "علاقات فترة اللمعان SX Phoenicis والاتصال الأزرق المتناثر" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 419 (1): 342– 357. بيب كود : 2012MNRAS.419..342C . دوى : 10.1111/j.1365-2966.2011.19697.x .
↑ بالونا، ل. أ. (مارس 2022). "نجوم التسلسل الرئيسي المتذبذبة بسرعة في تلسكوب TESS AF: هل تُشكّل نجوم roAp فئةً مميزة؟" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 510 (4): 5743-5759 . arXiv : 2109.02246 . Bibcode : 2022MNRAS.510.5743B . doi : 10.1093/mnras/stac011 .
1 2 كيس، إل إل؛ بيرسي، جيه آر (يونيو 2012). "العمالقة الحمر والعمالقة الفائقة النابضة غير المرتبطة بنجم ميرا". مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 40 (1): 528. رمز Bibcode : 2012JAVSO..40..528K .
↑ ميسينا، سيرجيو (2007). "دليل على الأصل النبضي للفترات الثانوية الطويلة: النجم العملاق الأحمر V424 Lac (HD 216946)". علم الفلك الجديد . 12 (7): 556-561 . Bibcode : 2007NewA...12..556M . doi : 10.1016/j.newast.2007.04.002 .
↑ سوسينسكي، إ. (2007). "فترات ثانوية طويلة وثنائية في النجوم العملاقة الحمراء". المجلة الفيزيائية الفلكية . 660 (2): 1486-1491 . arXiv : astro-ph/0701463 . Bibcode : 2007ApJ...660.1486S . doi : 10.1086/513012 . S2CID 2445038 .
↑ أوليفييه، إي. أ.؛ وود، ب. ر. (2003). "حول أصل الفترات الثانوية الطويلة في المتغيرات شبه المنتظمة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 584 (2): 1035. Bibcode : 2003ApJ...584.1035O . CiteSeerX 10.1.1.514.3679 . doi : 10.1086/345715 . S2CID 40373007 .
↑ وايتلوك، باتريشيا أ. (سبتمبر 2012). "متغيرات الفرع العملاق المقارب في المجرة والمجموعة المحلية". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 341 (1): 123-129 . arXiv : 1201.2997 . Bibcode : 2012Ap & SS.341..123W . doi : 10.1007/s10509-012-0993-x .
1 2 ريد، إم جيه؛ غولدستون، جيه إي (أبريل 2002). "كيف تُغير متغيرات ميرا الضوء المرئي بمقدار ألف ضعف". المجلة الفيزيائية الفلكية . 568 (2): 931-938 . arXiv : astro-ph/0106571 . Bibcode : 2002ApJ...568..931R . doi : 10.1086/338947 .
↑ فرومرت، هارتموت؛ كرونبرغ، كريستين. "ميرا، أوميكرون سيتي" . طلاب استكشاف وتطوير الفضاء . تم الاسترجاع في 27 أغسطس 2025 .
↑ تمبلتون، إم آر؛ وآخرون . (أغسطس 2005). "التطور العلماني في نبضات متغيرات ميرا". المجلة الفلكية . 130 (2): 776-788 . arXiv : astro-ph/0504527 . Bibcode : 2005AJ....130..776T . doi : 10.1086/431740 .
1 2 3 ترابوتشي، م.؛ وآخرون . (ديسمبر 2021). "العمالقة الحمر شبه المنتظمة كمؤشرات للمسافة. الجزء الأول: إعادة النظر في علاقات الدورية واللمعان للمتغيرات شبه المنتظمة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 656 : A66. arXiv : 2109.04293 . Bibcode : 2021A & A...656A..66T . doi : 10.1051/0004-6361/202142022 .
↑ كيس، إل إل؛ وآخرون (يونيو 1999). "تعدد الدوريات في المتغيرات شبه المنتظمة. الجزء الأول: الخصائص العامة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 346 : 542-555 . arXiv : astro-ph/9904128 . Bibcode : 1999A & A...346..542K .
↑ كالر، جيمس ب. (2011). النجوم وأطيافها: مقدمة في التسلسل الطيفي . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 118. ISBN 978-0-521-89954-3.
^ مارساكوفا، السادس؛ أندرونوف، إلينوي (2012). “Miras أو SRA'S – متغيرات النوع العابر”. منشورات أوديسا الفلكية . 25 : 60. بيب كود : 2012OAP....25...60M .
1 2 بيرسي، جيه آر؛ تيرزيف، إي. (يونيو 2011). "دراسات حول "عدم الانتظام" في العمالقة الحمراء النابضة. الجزء الثالث: المزيد من النجوم، نظرة عامة، وبعض الاستنتاجات" (ملف PDF) . مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 39 (1): 1. رمز Bibcode : 2011JAVSO..39....1P . تاريخ الاسترجاع: 29 أغسطس 2025 .مدرج تحت اسم α Sco.
↑ النجم المتغير لهذا الموسم، شتاء 2005: نجوم بيتا سيفاي وأقاربها. مؤرشف بتاريخ 15 يونيو 2010 في أرشيف الإنترنت ، جون بيرسي، الجمعية الأمريكية لعلم الفلك المتغير . تم الاطلاع عليه في 2 أكتوبر 2008.
↑ ليش، جيه آر؛ آيزنمان، إم إل (1978). "الوضع الرصدي لنجوم بيتا سيفي". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 16 : 215-240 . Bibcode : 1978ARA & A..16..215L . doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.001243 .
↑ دي كات، ب. (2002). آيرتس، كوني؛ وآخرون (محررون). نظرة عامة رصدية على النبضات في نجوم بيتا سيبس ونجوم بي بطيئة النبض (ورقة بحثية مدعوة) . النبضات القطرية وغير القطرية كأدوات لاستكشاف فيزياء النجوم. ندوة الاتحاد الفلكي الدولي 185. وقائع مؤتمر الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. المجلد 259. سان فرانسيسكو: الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. ص 196. رمز Bibcode : 2002ASPC..259..196D . ISBN 1-58381-099-4.
↑ شي، شيانغ دونغ؛ وآخرون . (سبتمبر 2023). "فهرس للنجوم الجديدة من النوع B ذات النبض البطيء" . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 268 (1): 16. arXiv : 2412.03855 . Bibcode : 2023ApJS..268...16S . doi : 10.3847/1538-4365/ace88c .
↑ كيلكيني، د. (2007). "الأقزام الفرعية الساخنة النابضة - مراجعة رصدية" . اتصالات في علم الزلازل النجمية . 150 : 234-240 . Bibcode : 2007CoAst.150..234K . doi : 10.1553/cia150s234 .
↑ جيفري، سي. سيمون (مارس 2008). "تسميات النجوم المتغيرة لنجوم الهيليوم المتطرفة". نشرة معلومات عن النجوم المتغيرة . 5817 : 1. رمز Bibcode : 2008IBVS.5817....1J .
↑ ووكر، إتش جيه؛ هيل، بي دبليو (أغسطس 1985). "السرعات الشعاعية للنجم HD 168476 الفقير بالهيدروجين، والعديد من النجوم الغنية والفقيرة بالهيليوم". علم الفلك والفيزياء الفلكية، سلسلة الملاحق . 61 : 303-311 . رمز Bibcode : 1985A & AS...61..303W .
↑ دارلينج، ديفيد (2003). الكتاب الشامل لعلم الفلك: من مجرة أندروميدا إلى منطقة التجنب . شركة تيرنر للنشر. ISBN 978-1-62045-598-2.
↑ سايو، هيديوكي؛ وآخرون (2016). التقدم والمشاكل في نظرية نبض النجوم الضخمة . علم الفلك في بؤرة الاهتمام، كما عُرض في الجمعية العامة التاسعة والعشرين للاتحاد الفلكي الدولي، 2015. وقائع الاتحاد الفلكي الدولي. المجلد 29ب. الصفحات 573-580 . رمز Bibcode : 2016IAUFM..29B.573S . doi : 10.1017/S1743921316006141 .
↑ غوزيك، جويس أ.؛ وآخرون (يونيو 2024). مارتن، جون س.؛ وآخرون (محررون). نجم ذنب الدجاجة ومتغيرات ألفا الدجاجة . وقائع المؤتمر السنوي الثالث والأربعين لجمعية العلوم الفلكية: ندوة علوم التلسكوب. الصفحات 145-153 . arXiv : 2410.23985 . Bibcode : 2024SASS...43..145A .
↑ تشيان، شنغ بانغ؛ وآخرون (يناير 2019). "الخصائص الفيزيائية للنجوم النابضة من نوع غاما دورادوس وعلاقتها بالمتغيرات طويلة المدى من نوع دلتا سكيوتي". بحث في علم الفلك والفيزياء الفلكية . 19 (1): 001. Bibcode : 2019RAA....19....1Q . doi : 10.1088/1674-4527/19/1/1 .
↑ بيدينغ، تيموثي ر.؛ كيلدسن، هانز (2003). "تذبذبات شبيهة بالتذبذبات الشمسية". منشورات الجمعية الفلكية الأسترالية . 20 (2): 203-212 . arXiv : astro-ph/0305425 . Bibcode : 2003PASA...20..203B . doi : 10.1071/AS03025 .
↑ كريستنسن-دالسجارد، يورغن؛ هوديك، غونتر (يوليو 2010). "آفاق علم الزلازل النجمية". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 328 ( 1-2 ): 51-66 . arXiv : 0911.4629 . Bibcode : 2010Ap & SS.328...51C . doi : 10.1007/s10509-009-0227-z .
↑ بيدينغ، تيموثي ر. (فبراير 2014). بالي، بير ل.؛ إستيبان، سيزار (محرران). تذبذبات شبيهة بالشمس: منظور رصدي . علم الزلازل النجمية، الدورة الشتوية الثانية والعشرون لعلوم الفيزياء الفلكية في جزر الكناري. كامبريدج، المملكة المتحدة: مطبعة جامعة كامبريدج. ص 60. arXiv : 1107.1723 . Bibcode : 2014aste.book...60B .
↑ دورن-والنشتاين، تريفور ز.؛ ليفيسك، إميلي م.؛ نيوجنت، كاثرين ف.؛ دافنبورت، جيمس ر. أ.؛ موريس، بريت م.؛ جوتكين، كيان (2020). "التغيرات قصيرة المدى للنجوم الضخمة المتطورة باستخدام تلسكوب TESS II: فئة جديدة من العمالقة الفائقة الباردة والنابضة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 902 (1): 24. arXiv : 2008.11723 . Bibcode : 2020ApJ...902...24D . doi : 10.3847/1538-4357/abb318 . S2CID 221340538 .
↑ كوستر، د.؛ تشانموغام، ج. (1990). "مراجعة: فيزياء النجوم القزمة البيضاء" . تقارير عن التقدم في الفيزياء . 53 (7): 837. Bibcode : 1990RPPh...53..837K . doi : 10.1088/0034-4885/53/7/001 . S2CID 122582479 .
↑ ميردين، بول (2002). موسوعة علم الفلك والفيزياء الفلكية . منشورات معهد الفيزياء. رمز Bibcode : 2002eaa..book.....M . ISBN 0-333-75088-8.
↑ كيريون، ب.-أ.؛ فونتين، ج.؛ براسارد، ب. (2007). "رسم خرائط نطاقات عدم الاستقرار لنجوم GW Vir في مخطط درجة الحرارة الفعالة - جاذبية السطح" . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 171 (1): 219-248 . Bibcode : 2007ApJS..171..219Q . doi : 10.1086/513870 .
↑ ناجل، ت.؛ فيرنر، ك. (2004). "الكشف عن نبضات نمط g غير الشعاعية في النجم المكتشف حديثًا PG 1159، HE 1429-1209". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 426 (2): L45. arXiv : astro-ph/0409243 . Bibcode : 2004A & A...426L..45N . doi : 10.1051/0004-6361:200400079 . S2CID 9481357 .
1 2 كولاتشيك-شيمانسكي، بيوتر أ.؛ وآخرون (نوفمبر 2024). "نجوم نابضة زرقاء ذات سعة كبيرة تشكلت من اندماج أقزام بيضاء منخفضة الكتلة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 691 : A103. arXiv : 2410.00154 . Bibcode : 2024A & A...691A.103K . doi : 10.1051/0004-6361/202451628 .
1 2 3 بيرن، سي إم؛ وآخرون . (أكتوبر 2021). "مسارات تطور الأنظمة الثنائية للنجوم النابضة الزرقاء ذات السعة الكبيرة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 507 (1): 621-631 . arXiv : 2107.14628 . Bibcode : 2021MNRAS.507..621B . doi : 10.1093/mnras/stab2115 .
↑ مينغ، شيانغ-كون؛ وآخرون . (نوفمبر 2020). "النابضات الزرقاء ذات السعة الكبيرة: الرفيقات المحتملة المتبقية للمستعرات العظمى من النوع Ia" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 903 (2): 100. arXiv : 2009.11059 . Bibcode : 2020ApJ...903..100M . doi : 10.3847/1538-4357/abbb8e .
↑ وو، تاو؛ لي، يان (أغسطس 2018). "ما هي المرحلة التطورية التي تستقر عليها النجوم النابضة الزرقاء ذات السعة الكبيرة؟" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 478 (3): 3871-3877 . arXiv : 1805.07073 . Bibcode : 2018MNRAS.478.3871W . doi : 10.1093/mnras/sty1347 .
1 2 3 ساموس، ن.ن. وآخرون (2017). "الفهرس العام للنجوم المتغيرة: أنواع التغير في GCVS" . تقارير علم الفلك . GCVS 5.1. 61 (1): 80-88 . Bibcode : 2017ARep...61...80S . doi : 10.1134/S1063772917010085 . تاريخ الاسترجاع: 2025-09-01 .
↑ كونتريراس بينيا، كارلوس؛ وآخرون . (يوليو 2020). "العلاقة بين التغيرات في نطاق الأشعة تحت الحمراء المتوسطة ونطاق الموجات دون المليمترية للنجوم الأولية المدفونة في أعماق الأرض" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 495 (4): 3614-3635 . arXiv : 2005.01569 . Bibcode : 2020MNRAS.495.3614C . doi : 10.1093/mnras/staa1254 .
↑ بورنيل، إس. جوسلين بيل؛ وآخرون (2004). غرين، سيمون إف.؛ جونز، مارك إتش. (محررون). مقدمة إلى الشمس والنجوم . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 165-168 . ISBN 978-0-521-54622-5.
↑ آيلز، جون (1991). "النجوم المتغيرة" . في ستوت، كارول (محررة). صور الكون . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 124. ISBN 978-0-521-42419-6.
↑ روث، غونتر د.، محرر. (2009). دليل علم الفلك العملي . سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 604. ISBN 978-3-540-76379-6.
↑ هيربست، دبليو؛ شيفتشينكو، في إس (أغسطس 1999). "فهرس ضوئي لنجوم هيربيغ AE/BE ومناقشة طبيعة وسبب تغيرات نجوم UX Orionis". المجلة الفلكية . 118 (2): 1043-1060 . Bibcode : 1999AJ....118.1043H . doi : 10.1086/300966 .
↑ فيوك، م.؛ وآخرون (ديسمبر 2018). "دراسة غايا DR2 لنجوم هيربيغ Ae/Be". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 620 : A128. arXiv : 1808.00476 . Bibcode : 2018A & A...620A.128V . doi : 10.1051/0004-6361/201832870 .
1 2 ماجاكيان، تيغران؛ وآخرون . (ديسمبر 2022). “FUors، EXors، ودور الكائنات الوسيطة”. اكتا للفيزياء الفلكية توريكا . 3 (3): 4– 7. أرخايف : 2303.04536 . بيب كود : 2022AcAT....3c...4M . دوى : 10.34898/aat.vol3.iss3.pp4-7 .
^ دنهام، مم. وآخرون . (2014). "تطور النجوم الأولية: رؤى من عشر سنوات من مسوحات الأشعة تحت الحمراء مع سبيتزر وهيرشل" . في بوثر، هنريك؛ وآخرون . (محرران). النجوم الأولية والكواكب السادس . سلسلة علوم الفضاء بجامعة أريزونا. مطبعة جامعة أريزونا. ص. 208.ارخايف : 1401.1809 . بيب كود : 2014prpl.conf..195D . دوى : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009 . رقم ISBN 978-0-8165-3124-0.
↑ لامرز، جي جي إل إم؛ ليفيسك، إميلي إم. (ديسمبر 2017). "الرياح النجمية وفقدان الكتلة". فهم التطور النجمي . دار نشر IOP المحدودة. الصفحات 15-1 إلى 15-12. ISBN 978-0-7503-1278-3تم الاطلاع عليه بتاريخ 2025-09-05 .
↑ همفريز، روبرتا م. (1999). وولف، ب.؛ وآخرون (محررون). التغيرات طويلة الأمد للمتغيرات الزرقاء اللامعة . الرياح النجمية المتغيرة وغير الكروية في النجوم الساخنة اللامعة، وقائع ندوة الاتحاد الفلكي الدولي رقم 169 المنعقدة في هايدلبرغ، ألمانيا، 15-19 يونيو 1998. برلين هايدلبرغ نيويورك: سبرينغر-فيرلاغ. رمز Bibcode : 1999LNP...523..243H . doi : 10.1007/BFb0106384 .
1 2 سميث، ناثان (سبتمبر 2017). "المتغيرات الزرقاء المتألقة ومصائر النجوم الضخمة جدًا" . المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية أ . 375 (2105). Bibcode : 2017RSPTA.37560268S . doi : 10.1098 / rsta.2016.0268 . PMC 5620488. PMID 28923998 .
↑ همفريز، روبرتا م.؛ وآخرون . (يوليو 2016). "حول السمات الاجتماعية للمتغيرات الزرقاء اللامعة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 825 (1): 64. arXiv : 1603.01278 . Bibcode : 2016ApJ...825...64H . doi : 10.3847/0004-637X/825/1/64 .
↑ ستوثرز، ريتشارد ب.؛ تشين، تشاو-وين (أكتوبر 2001). "العمالقة الصفراء كنجوم ما بعد العملاق الأحمر غير مستقرة ديناميكيًا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 560 (2): 934-936 . Bibcode : 2001ApJ...560..934S . doi : 10.1086/322438 .
↑ فان جيندرين، أ.م. وآخرون (نوفمبر 2019). "النبضات والانفجارات وتطور أربعة عمالقة صفراء فائقة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 631 : A48. arXiv : 1910.02460 . Bibcode : 2019A & A...631A..48V . doi : 10.1051/0004-6361/201834358 .
↑ ليستر، تيم. "قد تكون نجومًا عملاقة فائقة" . الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . تم الاسترجاع في 1 سبتمبر 2025 .
↑ "سحابة غبار في نجم من نوع R CrB (تصور فني)" . المرصد الأوروبي الجنوبي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 سبتمبر 2025 .
1 2 كروفورد، كورتني ل.؛ وآخرون . (مارس 2025). "دراسة شاملة لانخفاض الغبار في نجوم R Coronae Borealis" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 537 (3): 2635-2646 . arXiv : 2412.16393 . Bibcode : 2025MNRAS.537.2635C . doi : 10.1093/mnras/staf215 .
↑ كلايتون، جيفري سي. (2012). "ما هي نجوم R Coronae Borealis؟". مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 40 (1): 539. arXiv : 1206.3448 . Bibcode : 2012JAVSO..40..539C .
↑ مور، باتريك؛ ريس، روبن (2014). كتاب بيانات باتريك مور في علم الفلك ( الطبعة الثانية). مطبعة جامعة كامبريدج. ص 329. ISBN 978-1-139-49522-6.
↑ رودريغز، كلاوديا ف.؛ ماغالهايس، أ. ماريو (سبتمبر 2000). "بقع في رياح وولف-رايت: تباين ضوئي واستقطابي عشوائي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 540 (1): 412-421 . arXiv : astro-ph/0003362 . Bibcode : 2000ApJ...540..412R . doi : 10.1086/309291 .
1 2 موفات، أ.ف.ج.؛ شارا، م.م. (أكتوبر 1986). "التغير الضوئي لعينة كاملة من نجوم وولف-رايت الشمالية". المجلة الفلكية . 92 : 952-975 . Bibcode : 1986AJ.....92..952M . doi : 10.1086/114227 .
↑ مارييفا، أو. في. (ديسمبر 2024). "نجوم وولف-رايت - ما نعرفه وما لا نعرفه". المجلة الفلكية الأذربيجانية . 19 (2): 73-90 . arXiv : 2412.05772 . Bibcode : 2024AzAJ...19b..73M . doi : 10.59849/2078-4163.2024.2.73 .
↑ هارينغتون، فيليب س. (1990). جولة في الكون من خلال المناظير: دليل فلكي شامل . منشورات وايلي للعلوم. المجلد 79. شركة تيرنر للنشر. ISBN 978-1-62045-949-2.
↑ جيز، دوغلاس ر.؛ وآخرون . (يناير 2023). "نجوم غاما كاس كنظم ثنائية من نوع Be+قزم أبيض" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 942 (1). المعرف L6. arXiv : 2212.06916 . Bibcode : 2023ApJ...942L...6G . doi : 10.3847/2041-8213/acaaa1 .
↑ "نجم صغير يطلق توهجًا هائلاً" . ناسا. 20 مايو 2008. تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 سبتمبر 2025 .
↑ بالونا، ل. أ. (مارس 2015). "النجوم المتوهجة عبر مخطط هرتزبرونغ-راسل" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 447 (3): 2714-2725 . رمز Bibcode : 2015MNRAS.447.2714B . doi : 10.1093/mnras/stu2651 .
1 2 دزومبيتا، ك.؛ بيرسي، جيه آر (ديسمبر 2019). "النجوم المتوهجة: مراجعة موجزة" . مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 47 (2): 282. رمز Bibcode : 2019JAVSO..47..282D . تاريخ الاسترجاع: 2025-09-02 .
↑ دال، هـ. أ. (يوليو 2020). "الترددات التراكمية للتوهجات في نجوم سيتي فوق البنفسجية من أنواع طيفية مختلفة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 495 (4): 4529-4541 . Bibcode : 2020MNRAS.495.4529D . doi : 10.1093/mnras/staa1484 .
↑ شيفر، برادلي إي.؛ وآخرون . (فبراير 2000). "التوهجات العملاقة على النجوم العادية الشبيهة بالشمس". مجلة الفيزياء الفلكية . 529 (2): 1026-1030 . arXiv : astro-ph/9909188 . Bibcode : 2000ApJ...529.1026S . doi : 10.1086/308325 . S2CID 10586370 .
^ فيدا، كريستيان؛ كوفاري، زولت؛ ليتزنجر، مارتن؛ أوديرت, البتراء; أولاه، كاتالين؛ سيلي، بالينت؛ كريسكوفيتش، ليفينتي؛ جريميل، روبرت. جورجي ، آنا ماريا (يوليو 2024). “التوهجات النجمية، والتوهجات الفائقة، والانبعاثات الكتلية الإكليلية – دخول عصر البيانات الضخمة” . الكون . 10 (8). بطاقة تعريف. 313.ارخايف : 2407.16446 . بيب كود : 2024Univ...10..313V . دوى : 10.3390/الكون10080313 .
↑ أودارد، م.؛ وآخرون (فبراير 2003). "دراسة وفرة العناصر في الهالة النجمية للثنائيات النجمية من نوع RS CVn*". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 398 (3): 1137-1149 . arXiv : astro-ph/0109268 . Bibcode : 2003A & A...398.1137A . doi : 10.1051/0004-6361:20021737 .
↑ مارتينيز، سي آي؛ وآخرون (يونيو 2022). "دورات النشاط في النجوم من نوع RS CVn" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 512 (4): 4835-4845 . arXiv : 2111.05911 . Bibcode : 2022MNRAS.512.4835M . doi : 10.1093/mnras/stac755 .
↑ "المستعر الأعظم 1994D في المجرة NGC 4526" . 25 مايو 1999. تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 سبتمبر 2025 .
١ ٢ ٣ ٤ "مقدمة وخلفية" . مرصد تشاندرا للأشعة السينية: دراسة بقايا المستعرات العظمى . مركز هارفارد-سميثسونيان للفيزياء الفلكية. الصفحات ١-٥ . تاريخ الاسترجاع: ٢٠٢٥-٠٩-٠١ .
↑ بان، واي. -سي.؛ وآخرون . (أغسطس 2024). "قياس سرعات المقذوفات من المستعرات العظمى من النوع Ia من مسح pan-STARRS1 متوسط العمق" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 532 (2): 1887-1900 . arXiv : 2211.06895 . Bibcode : 2024MNRAS.532.1887P . doi : 10.1093/mnras/stae1618 .
↑ برانش، ديفيد؛ ويلر، ج. كريج (2017). انفجارات المستعرات العظمى . مكتبة علم الفلك والفيزياء الفلكية. سبرينغر. ص 19-20 . ISBN 978-3-662-55054-0.
↑ بانديوبادياي، ديباديس؛ كار، كاماليس (2022). المستعرات العظمى، فيزياء النجوم النيوترونية، وتخليق العناصر . مكتبة علم الفلك والفيزياء الفلكية. سبرينغر نيتشر. ص 33-34 . ISBN 978-3-030-95171-9.
↑ هاول، د. أندرو (يونيو 2011). "المستعرات العظمى من النوع Ia كنقاط نهاية نجمية وأدوات كونية". نيتشر كوميونيكيشنز . 2 350. المعرف 350. arXiv : 1011.0441 . Bibcode : 2011NatCo...2..350H . doi : 10.1038/ncomms1344 . PMID 21673671 .
↑ "ظاهرة فضائية تحاكي الفن في نسخة الكون من لوحة فان جوخ" . معهد علوم تلسكوب الفضاء. 4 مارس 2004. تاريخ الاسترجاع: 3 سبتمبر 2025 .
1 2 تشين، تشو؛ إيفانوفا، ناتاليا (مارس 2024). "سد الفجوة بين المستعرات الحمراء اللامعة وتطور الغلاف المشترك: دور طاقة إعادة التركيب وقوة الإشعاع" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 963 (2). المعرف L35. arXiv : 2402.05686 . Bibcode : 2024ApJ...963L..35C . doi : 10.3847/2041-8213/ad2a47 .
↑ ترانين، هوغو؛ وآخرون (مارس 2025). "نجوم فجوة هرتزبرونغ في المجرات القريبة والبحث عن أسلاف المستعرات الحمراء اللامعة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 695. المعرف A226. arXiv : 2409.11347 . Bibcode : 2025A & A...695A.226T . doi : 10.1051/0004-6361/202452286 .
1 2 تشوميوك، لورا ؛ وآخرون . (سبتمبر 2021). "رؤى جديدة حول المستعرات الكلاسيكية". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 59 : 391-444 . arXiv : 2011.08751 . Bibcode : 2021ARA & A..59..391C . doi : 10.1146/annurev-astro-112420-114502 .
↑ كالر، جيمس ب. (2002). السماء دائمة التغير: دليل إلى الكرة السماوية . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 133. ISBN 978-0-521-49918-7.
1 2 لا دوس، كونستانز (سبتمبر 1993). "النجوم القزمة المستعرة" . خادم التقارير الفنية التابع لناسا (NTRS) . منشور خاص لناسا. 507 : 15. رمز Bibcode : 1993NASSP.507...15L . معرف المستند: 19950020649. تاريخ الاسترجاع: 2025-09-03 .
↑ أوتولاكوفسكا-هيبكا، ماغدالينا؛ وآخرون . (أغسطس 2016). "تحليل إحصائي لخصائص انفجارات النجوم القزمة المستعرة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 460 (3): 2526-2541 . arXiv : 1605.02937 . Bibcode : 2016MNRAS.460.2526O . doi : 10.1093/mnras/stw1120 .
↑ أوساكي، يوجي (يناير 1996). "انفجارات النجوم القزمة المستعرة". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 108 : 39. Bibcode : 1996PASP..108...39O . doi : 10.1086/133689 .
↑ سكوبال، أوغستين (يونيو 2023). "ظهور منطقة رياح محايدة في المستوى المداري للثنائيات التكافلية أثناء انفجاراتها" . المجلة الفلكية . 165 (6): 258. arXiv : 2305.04220 . Bibcode : 2023AJ....165..258S . doi : 10.3847/1538-3881/acd193 .
1 2 دافي، سي.؛ وآخرون . (أبريل 2021). "دليل على أن أنظمة AM CVn قصيرة الدورة متنوعة في سلوك الانفجار" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 502 (4): 4953-4962 . arXiv : 2102.04428 . Bibcode : 2021MNRAS.502.4953D . doi : 10.1093/mnras/stab389 .
↑ سماك، ج. (ديسمبر 2023). "AM CVn - معلمات النظام وموجات الجاذبية". Acta Astronomica . 73 (3): 227–232 . arXiv : 2312.16506 . Bibcode : 2023AcA....73..227S . doi : 10.32023/0001-5237/73.3.2 .
↑ كاريتسكايا، يوجينيا؛ وآخرون . (ديسمبر 2019). حول التغيرات طويلة الأمد للثنائي النجمي عالي الكتلة للأشعة السينية Cyg X-1 . الثنائيات النجمية عالية الكتلة للأشعة السينية: إضاءة الانتقال من الثنائيات الضخمة إلى الأجسام المدمجة المندمجة. وقائع الاتحاد الفلكي الدولي. المجلد 346. الصفحات 206-211 . Bibcode : 2019IAUS..346..206K . doi : 10.1017/S1743921319001339 .
↑ باترسون، جوزيف (مارس 1994). "نجوم دي كيو هرقل". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 106 : 209. Bibcode : 1994PASP..106..209P . doi : 10.1086/133375 .
↑ باكلي، ديفيد أ.هـ. وآخرون (أغسطس 1995). "RX J1712.6-2414: صورة قطبية متوسطة الاستقطاب من مسح ROSAT لمستوى المجرة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 275 (4): 1028-1048 . Bibcode : 1995MNRAS.275.1028B . doi : 10.1093/mnras/275.4.1028 .
↑ ماسون، بنسلفانيا (يوليو 2004). توفيماسيان، ج.؛ سيون، إ. (محرران). حول تصنيف المتغيرات الكارثية المغناطيسية . ندوة الاتحاد الفلكي الدولي 194 - الثنائيات المدمجة في المجرة وما وراءها. سلسلة مؤتمرات المجلة المكسيكية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية. المجلد 20. الصفحات 180-181 . رمز Bibcode : 2004RMxAC..20..180M .
↑ كالوميني، بليندا؛ ياكوت، قدري (ديسمبر 2008). "تغير الضوء ودورة المتغير الكارثي المغناطيسي AM Her". المجلة الفلكية . 136 (6): 2367-2372 . arXiv : 0811.0568 . Bibcode : 2008AJ....136.2367K . doi : 10.1088/0004-6256/136/6/2367 .
↑ بيسيكالو، ديمتري؛ وآخرون . (نوفمبر 2021). "انجراف البقع الساخنة في الأقطاب المتزامنة وغير المتزامنة: نتائج المحاكاة العددية ثلاثية الأبعاد" . المجرات . 9 (4): 110. Bibcode : 2021Galax...9..110B . doi : 10.3390/galaxies9040110 .
↑ ريغ، ب.؛ وآخرون (مايو 2016). "التغيرات البصرية والطيفية طويلة الأمد للثنائيات النجمية عالية الكتلة للأشعة السينية. الجزء الثاني: التحليل الطيفي". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 590. المعرف: A122. arXiv : 1603.08327 . Bibcode : 2016A & A...590A.122R . doi : 10.1051/0004-6361/201628271 .
↑ "المتغيرات الدوارة: رسم خرائط أسطح النجوم | aavso" . www.aavso.org . تاريخ الاسترجاع: 12 ديسمبر 2023 .
1 2 موريس، إس إل (أغسطس 1985). "النجوم المتغيرة الإهليلجية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 295 : 143-152 . Bibcode : 1985ApJ...295..143M . doi : 10.1086/163359 .
1 2 بيتش، م. (ديسمبر 1985). "المتغيرات الإهليلجية". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 117 (1): 69-81 . Bibcode : 1985Ap & SS.117...69B . doi : 10.1007/BF00660911 .
↑ "MAST: أرشيف باربرا أ. ميكولسكي لتلسكوبات الفضاء" . معهد علوم تلسكوب الفضاء . تم الاطلاع عليه بتاريخ 8 ديسمبر 2021 .
↑ بانوف، ك.؛ ديميتروف، د. (مايو 2007). "دراسة قياس ضوئي طويلة الأمد لـ FK Comae Berenices وHD 199178" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 467 (1): 229-235 . Bibcode : 2007A & A...467..229P . doi : 10.1051/0004-6361:20065596 . S2CID 120275241 .
↑ سند، م. ر.؛ بوبروفسكي، م. (أغسطس 2014). "التغيرات الطيفية فوق البنفسجية لنجمي FK Comae وV 1794 Cygni". علم الفلك الجديد . 31 : 37-42 . Bibcode : 2014NewA...31...37S . doi : 10.1016/j.newast.2014.02.004 .
↑ سيكورا، ج.؛ وآخرون (يوليو 2020). "متابعة طيفية استقطابية لثمانية مرشحين من نوع FK Comae سريعي الدوران وذوي سطوع عالٍ في الأشعة السينية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 496 (1): 295-308 . arXiv : 2005.09179 . Bibcode : 2020MNRAS.496..295S . doi : 10.1093/mnras/staa1455 .
↑ ليفيو، ماريو؛ سوكر، نوام (يونيو 1988). "مرحلة الغلاف المشترك في تطور النجوم الثنائية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 329 : 764. Bibcode : 1988ApJ...329..764L . doi : 10.1086/166419 .
↑ تشاهال، ديباك؛ وآخرون . (أغسطس 2022). "إحصائيات النجوم المتغيرة الكروموسفيرية في نجم BY Draconis" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 514 (4): 4932-4943 . arXiv : 2206.05505 . Bibcode : 2022MNRAS.514.4932C . doi : 10.1093/mnras/stac1660 .
↑ كوفاري، ز.؛ أولاه، ك. (ديسمبر 2014). “مراقبة الدينامو في النجوم الرائعة”. مراجعات علوم الفضاء . 186 ( 1 – 4): 457 – 489. أرخايف : 1408.6199 . بيب كود : 2014SSRv..186..457K . دوى : 10.1007/s11214-014-0092-0 .
↑ لوبين، دان؛ وآخرون (مارس 2012). "تواتر أحداث الحد الأدنى لموندر في النجوم الشبيهة بالشمس المستنتج من رصد النشاط والفلزية". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 747 (2). المعرف L32. رمز Bibcode : 2012ApJ...747L..32L . doi : 10.1088/2041-8205/747/2/L32 .
↑ علييف، إس جي؛ وآخرون . (أكتوبر 2018). "دراسة التغيرات الضوئية للنجوم المغناطيسية CP II. طبيعة تغير السطوع". المجلة الفلكية الأذربيجانية . 13 (2): 38-53 . Bibcode : 2018AzAJ...13b..38A .
↑ كوتشوخوف، أ.؛ وآخرون (أبريل 2005). "نماذج الغلاف الجوي النجمي مع حجب الخطوط المغناطيسية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 433 (2): 671-682 . arXiv : astro-ph/0412262 . Bibcode : 2005A & A...433..671K . doi : 10.1051/0004-6361:20042300 .
↑ فالتوفا، ن.؛ وآخرون . (ديسمبر 2021). "دراسة حالة لمتغيرات ACV المكتشفة في مسح مرفق زويكي العابر". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 656. المعرف A125. arXiv : 2108.11411 . Bibcode : 2021A & A...656A.125F . doi : 10.1051/0004-6361/202141534 .
↑ بالونا، ل. أ. (نوفمبر 2022). "دوران النجوم الساخنة العادية، والنجوم الشاذة، ونجوم Be من خلال القياس الضوئي الفضائي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 516 (3): 3641-3649 . Bibcode : 2022MNRAS.516.3641B . doi : 10.1093/mnras/stac2515 .
↑ شيرر، أ.؛ غولدن، أ. (2002). بيكر، و.؛ وآخرون (محررون). لماذا ندرس النجوم النابضة بصريًا؟ وقائع ندوة هيرايوس WE رقم 270 حول النجوم النيوترونية والنجوم النابضة وبقايا المستعرات العظمى. تقرير معهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية. المجلد 278. غارشينغ بالقرب من ميونيخ: معهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية خارج الأرض. ص 44. arXiv : astro-ph/0208579 . Bibcode : 2002nsps.conf...44S .
↑ كوبال، زدينيك (1946). مقدمة لدراسة المتغيرات الكسوفية . سلسلة دراسات مرصد هارفارد. المجلد 6. كامبريدج، ماساتشوستس: مطبعة جامعة هارفارد. ص 1. رمز Bibcode : 1946HarMo...6....1K . رقم مكتبة الكونغرس a46-3043 .
↑ كوغوري، توموكازو؛ ليونغ، كام-تشينغ (2010). فيزياء النجوم ذات خطوط الانبعاث . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 342. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 352. ISBN 978-0-387-68995-1.
↑ بودينغ، إي. (يناير 1986). "أنظمة ألغول الكلاسيكية (مراجعة مدعوة)". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 118 ( 1-2 ): 241-255 . Bibcode : 1986Ap & SS.118..241B . doi : 10.1007/BF00651132 .
1 2 مينيكنت، رونالد إي.؛ وآخرون . (سبتمبر 2018). "دليل على وجود مناطق نشطة في النجم المانح للنظام الثنائي V393 Scorpii من نوع Algol واختبار نموذج الدينامو لدورته الطويلة". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 130 (991): 1-7 . arXiv : 1807.01264 . Bibcode : 2018PASP..130i4203M . doi : 10.1088/1538-3873/aad16f . JSTOR 26660654 .
↑ شلايشر، دومينيك آر جي؛ مينيكنت، رونالد إي. (يونيو 2017). "آلية الدينامو كأصل محتمل للدورة الطويلة في المتغيرات الدورية المزدوجة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 602. المعرف A109. arXiv : 1703.03876 . Bibcode : 2017A & A...602A.109S . doi : 10.1051/0004-6361/201628900 .
^ كارتونين، هانو؛ وآخرون ، محرران. (2016). علم الفلك الأساسي ( الطبعة السادسة). سبرينغر. رقم ISBN 978-3-662-53045-0.
↑ مينيكنت، ر. إي. (يناير 2022). "أقراص التراكم والدورات الطويلة في الثنائيات من نوع بيتا ليرا" . المجرات . 10 (1). المعرف 15. رمز Bibcode : 2022Galax..10...15M . doi : 10.3390/galaxies10010015 .
↑ مينيكنت، ر. إي. وآخرون (يناير 2016). "الأنظمة الثنائية المتفاعلة من نوع سربنتيدز W والمتغيرات الدورية المزدوجة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 455 (2): 1728-1745 . arXiv : 1510.05628 . Bibcode : 2016MNRAS.455.1728M . doi : 10.1093/mnras/stv2433 .
↑ سكلتون، ب. ل.؛ سميتس، د. ب. (2010). "نمذجة النجوم المتغيرة من نوع W UMa". المجلة الجنوب أفريقية للعلوم . 105 (3/4). a62. doi : 10.4102/sajs.v105i3/4.62 .
↑ بورجيا، مايكل (2006). الرؤية البشرية وسماء الليل: كيف تُحسّن مهاراتك في الرصد . سلسلة باتريك مور في علم الفلك العملي. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 131. ISBN 978-0387-46322-3.
↑ ديمينغ، دريك؛ وآخرون (يناير 2019). "كيفية توصيف الغلاف الجوي لكوكب خارجي عابر". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 131 (995): 013001. arXiv : 1810.04175 . Bibcode : 2019PASP..131a3001D . doi : 10.1088/1538-3873/aae5c5 .

للمزيد من القراءة

إدينغتون، أ.س.؛ بلاكيديس، س. (1929). "عدم انتظام دورة النجوم المتغيرة طويلة الدورة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 90 (1). لندن، المملكة المتحدة: 65-71 . doi : 10.1093/mnras/90.1.65 . تاريخ الاسترجاع: 17 فبراير 2023 .

روابط خارجية

[1] أليكسييف، بوريس ف. (2017-01-01). "الفصل 7 - النظرية غير المحلية للنجوم المتغيرة" . في أليكسييف، بوريس ف. (محرر). الفيزياء الفلكية غير المحلية . إلسيفير. ص 321-377 . doi : 10.1016/b978-0-444-64019-2.00007-7 . ISBN 978-0-444-64019-2تم الاطلاع عليه بتاريخ 2023-06-06 .

[2] فروليش، سي. (2006). "تغيرات الإشعاع الشمسي منذ عام 1978". مراجعات علوم الفضاء . 125 ( 1-4 ): 53-65 . Bibcode : 2006SSRv..125...53F . doi : 10.1007/s11214-006-9046-5 . S2CID 54697141 .

[Mobberlet_2007-3] 1 2 موبيرلي، مارتن (2007). المستعرات العظمى: وكيفية رصدها . أدلة رصد الفلكيين. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 7-8 . ISBN 978-0387-46269-1.

[4] أنصاري، إس جي؛ وآخرون . (يوليو 2023). "المطابقة بين الفهرس العام للنجوم المتغيرة وفهرس مصادر غايا DR3" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 522 (4): 6087-6093 . Bibcode : 2023MNRAS.522.6087A . doi : 10.1093/mnras/stad1334 .

[5] هوارد، سيثان (2011). "سلم المسافة الكونية". مجلة أكاديمية واشنطن للعلوم . 97 (2): 47-64 . JSTOR 24536521 .

[Higl_Weiss_2017-6] 1 2 هيجل، ج.؛ فايس، أ. (ديسمبر 2017). "اختبار نماذج تطور النجوم باستخدام الثنائيات الكسوفية المنفصلة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 608 : A62. Bibcode : 2017A & A...608A..62H . doi : 10.1051/0004-6361/201731008 .

[7] بورسيدو، س.؛ وآخرون (2008). "أدلة على الدورية في التقاويم المصرية القديمة للأيام السعيدة والنحسة" . مجلة كامبريدج الأثرية . 18 (3): 327-339 . Bibcode : 2008CArcJ..18..327P . doi : 10.1017/S0959774308000395 . S2CID 162969143 .

[8] جيتسو، ل.؛ وآخرون (2013). "هل سجّل المصريون القدماء دورة النجم الثنائي الكسوفي الغول - النجم الهائج؟". المجلة الفيزيائية الفلكية . 773 (1): A1. arXiv : 1204.6206 . Bibcode : 2013ApJ...773....1J . doi : 10.1088/0004-637X/773/1/1 . S2CID 119191453 .

[9] جيتسو، ل.؛ بورسيدو، س. (2015). "معالم متغيرة في العلوم الطبيعية: تأكيد اكتشاف المصريين القدماء لفترة الغول" . PLOS ONE . 10 (12) e0144140. arXiv : 1601.06990 . Bibcode : 2015PLoSO..1044140J . doi : 10.1371/journal.pone.0144140 . PMC 4683080. PMID 26679699 .

[10] بورسيدو، س.؛ وآخرون (2018). "الغول كحورس في تقويم القاهرة: الوسائل المحتملة ودوافع الملاحظات". علم الفلك المفتوح . 27 (1): 232-263 . arXiv : 1810.06412 . Bibcode : 2018OAst...27..232P . doi : 10.1515/astro-2018-0033 .

[11] كراوس، رولف؛ ريجس، فيكتور (2021). أ. سيزار غونزاليس-غارسيا، RM؛ وآخرون (محررون). هل تُظهر التقاويم المصرية القديمة أدلة على التكرار السماوي؟ ما وراء النماذج في علم الفلك الثقافي: وقائع المؤتمر السابع والعشرين لجمعية علم الفلك في جنوب شرق آسيا (SEAC) الذي عُقد بالاشتراك مع الجمعية الفلكية الأوروبية (EAA). أكسفورد: دار نشر BAR. الصفحات 3-9 . رمز Bibcode : 2021bpca.book...16R .

[12] هاماشر، د. و. (2018). "ملاحظات السكان الأصليين الأستراليين على النجوم المتغيرة العملاقة الحمراء". المجلة الأسترالية للأنثروبولوجيا . 29 (1): 89-107 . arXiv : 1709.04634 . Bibcode : 2018AuJAn..29...89H . doi : 10.1111/taja.12257 . hdl : 11343/293572 . S2CID 119453488 .

[13] شيفر، بي إي (2018). "نعم، يمكن لسكان أستراليا الأصليين اكتشاف تغيرات نجم منكب الجوزاء، وقد فعلوا ذلك بالفعل". مجلة التاريخ والتراث الفلكي . 21 (1): 7-12 . arXiv : 1808.01862 . doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2018.01.02 . S2CID 119209432 .

[14] هماخر، DW (2022). علماء الفلك الأوائل . سيدني: ألين وأونوين. ص 144 – 166. ISBN 978-1-76087-720-0.

[15] ستيفنسون، ف. ريتشارد (2017). "السجلات التاريخية للمستعرات العظمى". دليل المستعرات العظمى . دار نشر سبرينغر الدولية. ص 49. رمز Bibcode : 2017hsn..book...49S . doi : 10.1007/978-3-319-21846-5_44 . ISBN 978-3-319-21845-8.

[16] شي، زي-زونغ؛ وآخرون . (نوفمبر 1966). "سجلات شرقية قديمة عن المستعرات والمستعرات العظمى". مجلة ساينس . 154 (3749): 597-603 . Bibcode : 1966Sci...154..597X . doi : 10.1126/science.154.3749.597 . PMID 17778798 .

[17] كاتيلان، مارسيو؛ سميث، هوراس أ. (2015). النجوم النابضة . جون وايلي وأولاده. ص 1-3 . ISBN 978-3-527-65520-5.

[18] ماكلويد، أليكسوس (2016). علم الفلك في العالم القديم: وجهات نظر مبكرة وحديثة حول الأحداث السماوية . علم الفلك التاريخي والثقافي. سبرينغر. ص 62. ISBN 978-3-319-23600-1.

[19] مور، باتريك (2000). استكشاف سماء الليل بالمنظار ( الطبعة الرابعة). مطبعة جامعة كامبريدج. ص 22. ISBN 9780521793902.

[20] ويستفال، جون؛ شيهان، ويليام (2014). الظلال السماوية: الكسوف، والعبور، والاحتجاب . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. سبرينغر. ص 592. ISBN 978-1-4939-1535-4.

[21] فولكنر، ديفيد إي. (سبتمبر 2021). "إدوارد بيغوت، وجون غودريك، وهنريتا سوان ليفيت: النجوم المتغيرة من نوع سيفيد". قصص علماء الفلك ونجومهم . سلسلة باتريك مور لعلم الفلك العملي. سبرينغر، تشام. ص 219-231 . doi : 10.1007/978-3-030-80309-4_21 . ISBN 978-3-030-80309-4.

[Griffiths_2018-22] غريفيث، مارتن (2018). دليل الراصد للنجوم المتغيرة . سلسلة باتريك مور لعلم الفلك العملي. سبرينغر. الصفحات 4-5 . ISBN 978-3-030-00904-5.

[23] وين-ويليامز، غاريث (2016). مسح السماء: كيف يرسم علماء الفلك خريطة الكون . كون علماء الفلك. سبرينغر. ص 40-41 . ISBN 978-3-319-28510-8.

[Leavitt_1912-24] ليفيت، هنريتا س.؛ بيكرينغ، إدوارد س. (مارس 1912). "فترات 25 نجمًا متغيرًا في سحابة ماجلان الصغرى". نشرة مرصد كلية هارفارد . 173 : 1-3 . Bibcode : 1912HarCi.173....1L .

[Sheehan_Conselice_2014-25] 1 2 شيهان، ويليام؛ كونسيلس، كريستوفر جيه. (2014). لقاءات مجرية: نظامنا النجمي المهيب والمتطور، من الانفجار العظيم إلى نهاية الزمان . سبرينغر. ISBN 978-0-387-85347-5.

[26] باين، سيسيليا هـ. (1930). نجوم اللمعان العالي . جامعة عثمانية، المكتبة الرقمية للهند. شركة ماكجرو هيل للنشر.

[27] "سيسيليا باين-جابوشكين | عالمة فلك بريطانية وأستاذة في جامعة هارفارد | بريتانيكا" . www.britannica.com . تاريخ الوصول: 10 أغسطس 2024 .

[28] تيرنر، ج (16 مارس 2001). "سيسيليا هيلينا باين-جابوشكين" . مساهمات نساء القرن العشرين في الفيزياء . مؤرشف من الأصل في 12 أكتوبر 2012.

[29] ساموس، ن.ن.؛ كازاروفيتس، إ.ف.؛ دورليفيتش، أ.ف. (2001). "الفهرس العام للنجوم المتغيرة". منشورات أوديسا الفلكية . 14 : 266. رمز Bibcode : 2001OAP....14..266S .

[30] ويليامز، توماس ر.؛ سالاديغا، مايكل (2011). تطوير علم فلك النجوم المتغيرة: التاريخ المئوي للجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 7. ISBN 978-1-139-49634-6.

[31] غريغوري، سي. (1994). "القياس الضوئي الكهروضوئي" . في مارتينيز، باتريك (محرر). دليل الراصد لعلم الفلك . كتيبات عملية في علم الفلك. المجلد 2. مطبعة جامعة كامبريدج. ص 1042. ISBN 978-0-521-45898-6.

[32] أثيل، عبد الله محمد (2024). "مراجعة للدراسة الضوئية للنجوم المتغيرة". مجلة أكسيليرون للفضاء الجوي . 2 (6): 316-328 . doi : 10.61359/11.2106-2425 .

[33] سيركوفسكي، ك. (1971). "استقطاب النجوم المتغيرة". ندوة الاتحاد الفلكي الدولي . 15 : 11-31 . doi : 10.1017/S0252921100032590 .

[Gorbatskii_1969-34] غورباتسكي، ف. ج. (1969). "الجزء 3: المتغيرات والمستعرات - مقدمة" . في ميخائيلوف، أ. أ. (محرر). فيزياء النجوم والأنظمة النجمية . دورة في الفيزياء الفلكية وعلم الفلك النجمي. المجلد 2. ترجمة ليرمان، ز. الإدارة الوطنية للملاحة الجوية والفضاء. الصفحات 139-147 .

[35] موبيرلي، مارتن (2012). عالم الفلك الهاوي الجديد . سلسلة باتريك مور لعلم الفلك العملي. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. الصفحات 188-193 . ISBN 978-1-4471-0639-5.

[36] ستيفنسون، دبليو إتش (1925). "النجوم المتغيرة و'الجديدة'" . في فيليبس، تي إي آر؛ ستيفنسون، دبليو إتش (محرران). روعة السماوات: علم فلك شعبي موثوق . المجلد 2. روبرت إم. ماكبرايد وشركاه. الصفحات 596-606 .

[Furness_1915-37] 1 2 فورنيس، كارولين إي. (1915). مقدمة لدراسة النجوم المتغيرة . سلسلة فاسار نصف المئوية. هوتون ميفلين. ص 3-37 .

[38] كوتشوخوف ، أوليغ (2018). "المجالات المغناطيسية النجمية" . وفي ألميدا، خورخي سانشيز؛ غونزاليس ، ماريا خيسوس مارتينيز (محررون). المجالات المغناطيسية الكونية . مدرسة جزر الكناري الشتوية للفيزياء الفلكية. المجلد. 25. مطبعة جامعة كامبريدج. رقم ISBN 978-1-107-09781-0.

[39] جيلاند، رونالد ل.؛ دوبيري، أ.ك. (مايو 1996). "أول صورة لسطح نجم باستخدام تلسكوب هابل الفضائي". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 463 : L29. Bibcode : 1996ApJ...463L..29G . doi : 10.1086/310043 .

[40] فوغت، إس إس (1988). دي ستروبل، جي. كايريل؛ سبايت، مونيك (محررون). صور دوبلر للنجوم المتأخرة المرقطة . تأثير مطيافية نسبة الإشارة إلى الضوضاء العالية جدًا على فيزياء النجوم: وقائع الندوة 132 للاتحاد الفلكي الدولي المنعقدة في باريس، فرنسا، 29 يونيو - 3 يوليو 1987. الاتحاد الفلكي الدولي. الندوة رقم 132. دوردريخت: كلوير أكاديميك بابليشرز. ص 253. رمز Bibcode : 1988IAUS..132..253V .

[41] "تصنيف النجوم المتغيرة ومنحنيات الضوء" (ملف PDF) . الجمعية الأمريكية لعلم الفلك المتغير . تم الاطلاع عليه بتاريخ 15 أبريل 2020 .

[42] "19.3 النجوم المتغيرة: مفتاح واحد للمسافات الكونية" . tophat.com . OpenStax: علم الفلك. توب هات. مؤرشف من الأصل بتاريخ 24-07-2020 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 24-07-2020 .

[43] بورنيل، إس. جوسلين بيل (26 فبراير 2004). مقدمة إلى الشمس والنجوم . مطبعة جامعة كامبريدج. ISBN 978-0-521-54622-5.

[44] ميستل، ليون (2004). "آرثر ستانلي إدينغتون: رائد نظرية بنية النجوم". مجلة التاريخ والتراث الفلكي . 7 (2): 65. Bibcode : 2004JAHH....7...65M . doi : 10.3724/SP.J.1440-2807.2004.02.01 . S2CID 256563765 .

[Carroll_Ostlie_2017-45] 1 2 3 كارول، برادلي دبليو؛ أوستلي، ديل أ. (2017). مقدمة في الفيزياء الفلكية الحديثة ( الطبعة الثانية). مطبعة جامعة كامبريدج. الصفحات 496-498 . ISBN 978-1-108-42216-1.

[46] كوكس، جيه بي (1967). توماس، ريتشارد نيلسون (محرر). النظرية الخطية: بدء عدم الاستقرار النبضي في النجوم . الظواهر الديناميكية الهوائية في الأغلفة الجوية النجمية، وقائع الندوة رقم 28 التي عُقدت في المركز الدولي للفيزياء الفلكية التابع لمرصد نيس، 2-14 سبتمبر 1965. الاتحاد الفلكي الدولي. الندوة. المجلد 28. لندن: أكاديميك برس. ص 3. رمز Bibcode : 1967IAUS...28....3C .

[47] كوكس، جون ب. (1963). "حول التأين الثاني للهيليوم كسبب لعدم استقرار النبضات في النجوم". المجلة الفيزيائية الفلكية . 138 : 487. Bibcode : 1963ApJ...138..487C . doi : 10.1086/147661 .

[48] بيلينغز، غاري (أكتوبر 2019). "مخططات OC" (ملف PDF) . الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة (AAVSO) . تم الاطلاع عليه بتاريخ 9 سبتمبر 2025 .

[49] غريفين، ديفيد (مارس 2015). "كيف تُسمى النجوم المتغيرة؟". نشرة قسم النجوم المتغيرة، الجمعية الفلكية البريطانية . 163 : 9-10 . رمز Bibcode : 2015BAAVC.163....9G .

[50] هوفليت، دوريت (ديسمبر 1987). "تاريخ تسمية النجوم المتغيرة". مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 16 (2): 65-70 . رمز Bibcode : 1987JAVSO..16...65H .

[levy-51] ليفي ، دي إتش (15 ديسمبر 2005).دليل ديفيد ليفي للنجوم المتغيرة . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 46 وما بعدها. ISBN 978-0-521-60860-2.

[Jones_2009-52] جونز، لورين ف. (2009). دليل الكون: النجوم والمجرات . سلسلة أدلة غرينوود للكون. دار بلومزبري للنشر، الولايات المتحدة الأمريكية. رقم ISBN 978-1-57356-749-7.

[53] جود، جيري أ. (2012). رصد النجوم المتغيرة . سلسلة باتريك مور لعلم الفلك العملي. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 157-164 . ISBN 978-1-4471-0055-3.

[54] مامفورد، جي إس (1967). "المستعرات والمتغيرات الشبيهة بالمستعرات". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 79 (469): 283-309 . Bibcode : 1967PASP...79..283M . doi : 10.1086/128488 . JSTOR 40674479 .

[55] جريجرسن، إريك، محرر. (2009). درب التبانة وما وراءه: النجوم والسدم والمجرات الأخرى . دليل المستكشف إلى الكون. مجموعة روزن للنشر، ص 28-31 . ISBN 978-1-61530-024-2.

[56] وانغ، لي-هينغ؛ لي، كاي؛ غاو، شيانغ؛ غو، يا-ني؛ صن، غو-يو (10-06-2025). "استخدام أسلوب التعلم الآلي لتصنيف النجوم المتغيرة باستخدام بيانات قطاعات TESS من 1 إلى 57" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 986 (1): 19. arXiv : 2504.00347 . Bibcode : 2025ApJ...986...19W . doi : 10.3847/1538-4357/add159 . ISSN 0004-637X .

[57] تشين ، إكس. وانغ، س. دينغ، ل.؛ دي جريجس، ر. يانغ، م. Tian، H. (2020)، كتالوج ZTF للنجوم المتغيرة الدورية ، Centre de Donnees Strasbourg (CDS)، دوى : 10.26093/CDS/VIZIER.22490018 ، استرجاعها 2026-05-25

[58] ويتا، بول ج. (18 أبريل 2008). "تقرير عن نظرية النجوم النابضة" (ملف PDF) . جامعة ولاية جورجيا . تاريخ الاسترجاع: 31 أغسطس 2025 .

[59] شاتزمان، إيفري ل.؛ براديري، فرانسواز (1993). النجوم . مكتبة علم الفلك والفيزياء الفلكية. ترجمة كينغ، أ. ر. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 261. ISBN 978-3-540-54196-7.

[Aerts_et_al_2010-60] 1 2 3 أيرتس، سي.؛ وآخرون . (2010). علم الزلازل النجمية . مكتبة علم الفلك والفيزياء الفلكية. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 1-30 . ISBN 978-1-4020-5803-5.

[61] بوم-فيتنس، إريكا (1989). بنية النجوم وتطورها . مقدمة في الفيزياء الفلكية النجمية. المجلد 3. مطبعة جامعة كامبريدج. ص 237. ISBN 978-0-521-34871-3.

[62] ريدباث، إيان، محرر. (2012). قاموس علم الفلك . مرجع أكسفورد ذو الغلاف الورقي. مطبعة جامعة أكسفورد. ص 80. ISBN 978-0-19-960905-5.

[Guidry_2019-63] 1 2 3 4 5 غيدري، إم دبليو (2019). النجوم والعمليات النجمية . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 25-26 . ISBN 978-1-107-19788-6.

[64] تيرنر، دي جي (2012). "النجوم القيفاوية الكلاسيكية بعد 228 عامًا من الدراسة". مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 40 (1): 502. رمز Bibcode : 2012JAVSO..40..502T .

[Turner_1996-65] 1 2 تيرنر، ديفيد ج. (أبريل 1996). "أسلاف المتغيرات القيفاوية الكلاسيكية". مجلة الجمعية الفلكية الملكية الكندية . 90 : 82. Bibcode : 1996JRASC..90...82T .

[66] سيجار، مارك س. (2017). البنية الحلزونية في المجرات . سلسلة IOP للفيزياء الموجزة. دار مورغان وكلايبول للنشر. ISBN 978-1-6817-4610-4.

[Jurkovic_2021-67] 1 2 جوركوفيتش، إم آي (يونيو 2021). كينيموتشي، كارين؛ وآخرون (محررون). متغيرات قيفاوية من النوع الثاني: منظور رصدي . RR Lyrae/Cepheid 2019: آفاق النجوم النابضة الكلاسيكية. وقائع مؤتمر عُقد (13-18 أكتوبر 2019) في كلاودكروفت، نيو مكسيكو، الولايات المتحدة الأمريكية. سلسلة مؤتمرات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. المجلد 529. سان فرانسيسكو: الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. ص 305. Bibcode : 2021ASPC..529..305J .

[68] ستويانوفيتش، ميلان؛ وآخرون . (ديسمبر 2024). حركية النجوم النابضة من نوع سيفيد الثاني . وقائع المؤتمر الفلكي الصربي العشرين، 16-20 أكتوبر 2023، بلغراد، صربيا. منشورات مرصد بلغراد الفلكي. المجلد 104. الصفحات 153-158 . Bibcode : 2024POBeo.104..153S . doi : 10.69646/aob104p153 .

[69] سوسينسكي، آي.؛ وآخرون (ديسمبر 2011). "تجربة عدسة الجاذبية البصرية. فهرس OGLE-III للنجوم المتغيرة. الرابع عشر. النجوم القيفاوية الكلاسيكية والنوع الثاني في انتفاخ المجرة". مجلة Acta Astronomica . 61 (4): 285-301 . arXiv : 1112.1406 . Bibcode : 2011AcA....61..285S .

[Percy_Coffey_2005-70] 1 2 بيرسي، جيه آر؛ كوفي، جيه. (أغسطس 2005). "التغيرات الدورية في متغيرات RV Tauri وSRd". مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 33 (2): 193-202 . Bibcode : 2005JAVSO..33..193P .

[Basu_et_al_2010-71] باسو، بايدياناث؛ وآخرون (2010). مقدمة في الفيزياء الفلكية ( الطبعة الثانية). دار نشر PHI Learning Pvt. Ltd.، الصفحات 202-203. ISBN 978-81-203-4071-8.

[72] روزينو ، إل. (يناير 1951). “أطياف متغيرات RV Tauri والأنواع شبه المنتظمة الصفراء”. مجلة الفيزياء الفلكية . 113 : 60. بيب كود : 1951ApJ...113...60R . دوى : 10.1086/145377 .

[73] آرب، HC (2013). "مخطط هيرتزسبرونج-راسل" . في Flugge، S. (محرر). الفيزياء الفلكية الثاني: الهيكل النجمي . موسوعة الفيزياء. المجلد. 51. سبرينغر للعلوم والإعلام التجاري. ص 122 – 123. ISBN 978-3-642-45908-5.

[Smith_2004-74] 1 2 3 سميث، هوراس أ. (2004). نجوم آر آر ليرا . فيزياء كامبريدج الفلكية. المجلد 27. مطبعة جامعة كامبريدج. الصفحات 1-20 . ISBN 978-0-521-54817-5.

[75] مونش، ج. ريفيرا تيرازاس، إل. (1946). “الطيف من نوع Cepheids العنقودي”. مجلة الفيزياء الفلكية . 103 : 371. بيب كود : 1946ApJ...103..371M . دوى : 10.1086/144817 .

[76] نورتون، أندرو (2021). فهم الكون: فيزياء الكون من الكوازارات إلى الكواركات . مطبعة سي آر سي. ص 84. ISBN 978-1-000-38395-9.

[77] بومان، دومينيك م. (2017). تعديل سعة أنماط النبض في نجوم دلتا سكيوتي . رسائل سبرينغر. سبرينغر. ص 14. ISBN 978-3-319-66649-5.

[McNamara_2011-78] 1 2 ماكنمارا، دي إتش (أكتوبر 2011). “Delta Scuti وSX Phoenicis وRR Lyrae Stars في المجرات والمجموعات الكروية”. المجلة الفلكية . 142 (4): 110. بيب كود : 2011AJ....142..110M . دوى : 10.1088/0004-6256/142/4/110 .

[79] شيروود، فيكي إي.؛ بلاوت، ل.، محرران. (1975). "كتلة وحالة تطور المتغيرات من النوع AI Vel" . النجوم المتغيرة وتطور النجوم . ندوات الاتحاد الفلكي الدولي. المجلد 67. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ISBN 978-90-277-0578-5.

[80] كوهين ، روجر إي. سراجديني ، عطا (يناير 2012). "علاقات فترة اللمعان SX Phoenicis والاتصال الأزرق المتناثر" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 419 (1): 342– 357. بيب كود : 2012MNRAS.419..342C . دوى : 10.1111/j.1365-2966.2011.19697.x .

[81] بالونا، ل. أ. (مارس 2022). "نجوم التسلسل الرئيسي المتذبذبة بسرعة في تلسكوب TESS AF: هل تُشكّل نجوم roAp فئةً مميزة؟" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 510 (4): 5743-5759 . arXiv : 2109.02246 . Bibcode : 2022MNRAS.510.5743B . doi : 10.1093/mnras/stac011 .

[Kiss_Percy_2012-82] 1 2 كيس، إل إل؛ بيرسي، جيه آر (يونيو 2012). "العمالقة الحمر والعمالقة الفائقة النابضة غير المرتبطة بنجم ميرا". مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 40 (1): 528. رمز Bibcode : 2012JAVSO..40..528K .

[messina-83] ميسينا، سيرجيو (2007). "دليل على الأصل النبضي للفترات الثانوية الطويلة: النجم العملاق الأحمر V424 Lac (HD 216946)". علم الفلك الجديد . 12 (7): 556-561 . Bibcode : 2007NewA...12..556M . doi : 10.1016/j.newast.2007.04.002 .

[84] سوسينسكي، إ. (2007). "فترات ثانوية طويلة وثنائية في النجوم العملاقة الحمراء". المجلة الفيزيائية الفلكية . 660 (2): 1486-1491 . arXiv : astro-ph/0701463 . Bibcode : 2007ApJ...660.1486S . doi : 10.1086/513012 . S2CID 2445038 .

[85] أوليفييه، إي. أ.؛ وود، ب. ر. (2003). "حول أصل الفترات الثانوية الطويلة في المتغيرات شبه المنتظمة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 584 (2): 1035. Bibcode : 2003ApJ...584.1035O . CiteSeerX 10.1.1.514.3679 . doi : 10.1086/345715 . S2CID 40373007 .

[86] وايتلوك، باتريشيا أ. (سبتمبر 2012). "متغيرات الفرع العملاق المقارب في المجرة والمجموعة المحلية". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 341 (1): 123-129 . arXiv : 1201.2997 . Bibcode : 2012Ap & SS.341..123W . doi : 10.1007/s10509-012-0993-x .

[Reid_Goldston_2002-87] 1 2 ريد، إم جيه؛ غولدستون، جيه إي (أبريل 2002). "كيف تُغير متغيرات ميرا الضوء المرئي بمقدار ألف ضعف". المجلة الفيزيائية الفلكية . 568 (2): 931-938 . arXiv : astro-ph/0106571 . Bibcode : 2002ApJ...568..931R . doi : 10.1086/338947 .

[88] فرومرت، هارتموت؛ كرونبرغ، كريستين. "ميرا، أوميكرون سيتي" . طلاب استكشاف وتطوير الفضاء . تم الاسترجاع في 27 أغسطس 2025 .

[89] تمبلتون، إم آر؛ وآخرون . (أغسطس 2005). "التطور العلماني في نبضات متغيرات ميرا". المجلة الفلكية . 130 (2): 776-788 . arXiv : astro-ph/0504527 . Bibcode : 2005AJ....130..776T . doi : 10.1086/431740 .

[Trabucchi_et_al_2021-90] 1 2 3 ترابوتشي، م.؛ وآخرون . (ديسمبر 2021). "العمالقة الحمر شبه المنتظمة كمؤشرات للمسافة. الجزء الأول: إعادة النظر في علاقات الدورية واللمعان للمتغيرات شبه المنتظمة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 656 : A66. arXiv : 2109.04293 . Bibcode : 2021A & A...656A..66T . doi : 10.1051/0004-6361/202142022 .

[91] كيس، إل إل؛ وآخرون (يونيو 1999). "تعدد الدوريات في المتغيرات شبه المنتظمة. الجزء الأول: الخصائص العامة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 346 : 542-555 . arXiv : astro-ph/9904128 . Bibcode : 1999A & A...346..542K .

[92] كالر، جيمس ب. (2011). النجوم وأطيافها: مقدمة في التسلسل الطيفي . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 118. ISBN 978-0-521-89954-3.

[93] مارساكوفا، السادس؛ أندرونوف، إلينوي (2012). “Miras أو SRA'S – متغيرات النوع العابر”. منشورات أوديسا الفلكية . 25 : 60. بيب كود : 2012OAP....25...60M .

[Percy_Terziev_2011-94] 1 2 بيرسي، جيه آر؛ تيرزيف، إي. (يونيو 2011). "دراسات حول "عدم الانتظام" في العمالقة الحمراء النابضة. الجزء الثالث: المزيد من النجوم، نظرة عامة، وبعض الاستنتاجات" (ملف PDF) . مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 39 (1): 1. رمز Bibcode : 2011JAVSO..39....1P . تاريخ الاسترجاع: 29 أغسطس 2025 .مدرج تحت اسم α Sco.

[95] النجم المتغير لهذا الموسم، شتاء 2005: نجوم بيتا سيفاي وأقاربها. مؤرشف بتاريخ 15 يونيو 2010 في أرشيف الإنترنت ، جون بيرسي، الجمعية الأمريكية لعلم الفلك المتغير . تم الاطلاع عليه في 2 أكتوبر 2008.

[96] ليش، جيه آر؛ آيزنمان، إم إل (1978). "الوضع الرصدي لنجوم بيتا سيفي". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 16 : 215-240 . Bibcode : 1978ARA & A..16..215L . doi : 10.1146/annurev.aa.16.090178.001243 .

[spb-97] دي كات، ب. (2002). آيرتس، كوني؛ وآخرون (محررون). نظرة عامة رصدية على النبضات في نجوم بيتا سيبس ونجوم بي بطيئة النبض (ورقة بحثية مدعوة) . النبضات القطرية وغير القطرية كأدوات لاستكشاف فيزياء النجوم. ندوة الاتحاد الفلكي الدولي 185. وقائع مؤتمر الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. المجلد 259. سان فرانسيسكو: الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ. ص 196. رمز Bibcode : 2002ASPC..259..196D . ISBN 1-58381-099-4.

[98] شي، شيانغ دونغ؛ وآخرون . (سبتمبر 2023). "فهرس للنجوم الجديدة من النوع B ذات النبض البطيء" . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 268 (1): 16. arXiv : 2412.03855 . Bibcode : 2023ApJS..268...16S . doi : 10.3847/1538-4365/ace88c .

[kilkenny-99] كيلكيني، د. (2007). "الأقزام الفرعية الساخنة النابضة - مراجعة رصدية" . اتصالات في علم الزلازل النجمية . 150 : 234-240 . Bibcode : 2007CoAst.150..234K . doi : 10.1553/cia150s234 .

[100] جيفري، سي. سيمون (مارس 2008). "تسميات النجوم المتغيرة لنجوم الهيليوم المتطرفة". نشرة معلومات عن النجوم المتغيرة . 5817 : 1. رمز Bibcode : 2008IBVS.5817....1J .

[101] ووكر، إتش جيه؛ هيل، بي دبليو (أغسطس 1985). "السرعات الشعاعية للنجم HD 168476 الفقير بالهيدروجين، والعديد من النجوم الغنية والفقيرة بالهيليوم". علم الفلك والفيزياء الفلكية، سلسلة الملاحق . 61 : 303-311 . رمز Bibcode : 1985A & AS...61..303W .

[102] دارلينج، ديفيد (2003). الكتاب الشامل لعلم الفلك: من مجرة أندروميدا إلى منطقة التجنب . شركة تيرنر للنشر. ISBN 978-1-62045-598-2.

[103] سايو، هيديوكي؛ وآخرون (2016). التقدم والمشاكل في نظرية نبض النجوم الضخمة . علم الفلك في بؤرة الاهتمام، كما عُرض في الجمعية العامة التاسعة والعشرين للاتحاد الفلكي الدولي، 2015. وقائع الاتحاد الفلكي الدولي. المجلد 29ب. الصفحات 573-580 . رمز Bibcode : 2016IAUFM..29B.573S . doi : 10.1017/S1743921316006141 .

[104] غوزيك، جويس أ.؛ وآخرون (يونيو 2024). مارتن، جون س.؛ وآخرون (محررون). نجم ذنب الدجاجة ومتغيرات ألفا الدجاجة . وقائع المؤتمر السنوي الثالث والأربعين لجمعية العلوم الفلكية: ندوة علوم التلسكوب. الصفحات 145-153 . arXiv : 2410.23985 . Bibcode : 2024SASS...43..145A .

[105] تشيان، شنغ بانغ؛ وآخرون (يناير 2019). "الخصائص الفيزيائية للنجوم النابضة من نوع غاما دورادوس وعلاقتها بالمتغيرات طويلة المدى من نوع دلتا سكيوتي". بحث في علم الفلك والفيزياء الفلكية . 19 (1): 001. Bibcode : 2019RAA....19....1Q . doi : 10.1088/1674-4527/19/1/1 .

[106] بيدينغ، تيموثي ر.؛ كيلدسن، هانز (2003). "تذبذبات شبيهة بالتذبذبات الشمسية". منشورات الجمعية الفلكية الأسترالية . 20 (2): 203-212 . arXiv : astro-ph/0305425 . Bibcode : 2003PASA...20..203B . doi : 10.1071/AS03025 .

[107] كريستنسن-دالسجارد، يورغن؛ هوديك، غونتر (يوليو 2010). "آفاق علم الزلازل النجمية". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 328 ( 1-2 ): 51-66 . arXiv : 0911.4629 . Bibcode : 2010Ap & SS.328...51C . doi : 10.1007/s10509-009-0227-z .

[108] بيدينغ، تيموثي ر. (فبراير 2014). بالي، بير ل.؛ إستيبان، سيزار (محرران). تذبذبات شبيهة بالشمس: منظور رصدي . علم الزلازل النجمية، الدورة الشتوية الثانية والعشرون لعلوم الفيزياء الفلكية في جزر الكناري. كامبريدج، المملكة المتحدة: مطبعة جامعة كامبريدج. ص 60. arXiv : 1107.1723 . Bibcode : 2014aste.book...60B .

[trevor2020-109] دورن-والنشتاين، تريفور ز.؛ ليفيسك، إميلي م.؛ نيوجنت، كاثرين ف.؛ دافنبورت، جيمس ر. أ.؛ موريس، بريت م.؛ جوتكين، كيان (2020). "التغيرات قصيرة المدى للنجوم الضخمة المتطورة باستخدام تلسكوب TESS II: فئة جديدة من العمالقة الفائقة الباردة والنابضة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 902 (1): 24. arXiv : 2008.11723 . Bibcode : 2020ApJ...902...24D . doi : 10.3847/1538-4357/abb318 . S2CID 221340538 .

[physrev-110] كوستر، د.؛ تشانموغام، ج. (1990). "مراجعة: فيزياء النجوم القزمة البيضاء" . تقارير عن التقدم في الفيزياء . 53 (7): 837. Bibcode : 1990RPPh...53..837K . doi : 10.1088/0034-4885/53/7/001 . S2CID 122582479 .

[wden-111] ميردين، بول (2002). موسوعة علم الفلك والفيزياء الفلكية . منشورات معهد الفيزياء. رمز Bibcode : 2002eaa..book.....M . ISBN 0-333-75088-8.

[quirion-112] كيريون، ب.-أ.؛ فونتين، ج.؛ براسارد، ب. (2007). "رسم خرائط نطاقات عدم الاستقرار لنجوم GW Vir في مخطط درجة الحرارة الفعالة - جاذبية السطح" . سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 171 (1): 219-248 . Bibcode : 2007ApJS..171..219Q . doi : 10.1086/513870 .

[113] ناجل، ت.؛ فيرنر، ك. (2004). "الكشف عن نبضات نمط g غير الشعاعية في النجم المكتشف حديثًا PG 1159، HE 1429-1209". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 426 (2): L45. arXiv : astro-ph/0409243 . Bibcode : 2004A & A...426L..45N . doi : 10.1051/0004-6361:200400079 . S2CID 9481357 .

[Kołaczek-Szymański_et_al_2024-114] 1 2 كولاتشيك-شيمانسكي، بيوتر أ.؛ وآخرون (نوفمبر 2024). "نجوم نابضة زرقاء ذات سعة كبيرة تشكلت من اندماج أقزام بيضاء منخفضة الكتلة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 691 : A103. arXiv : 2410.00154 . Bibcode : 2024A & A...691A.103K . doi : 10.1051/0004-6361/202451628 .

[Byrne_et_al_2021-115] 1 2 3 بيرن، سي إم؛ وآخرون . (أكتوبر 2021). "مسارات تطور الأنظمة الثنائية للنجوم النابضة الزرقاء ذات السعة الكبيرة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 507 (1): 621-631 . arXiv : 2107.14628 . Bibcode : 2021MNRAS.507..621B . doi : 10.1093/mnras/stab2115 .

[116] مينغ، شيانغ-كون؛ وآخرون . (نوفمبر 2020). "النابضات الزرقاء ذات السعة الكبيرة: الرفيقات المحتملة المتبقية للمستعرات العظمى من النوع Ia" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 903 (2): 100. arXiv : 2009.11059 . Bibcode : 2020ApJ...903..100M . doi : 10.3847/1538-4357/abbb8e .

[117] وو، تاو؛ لي، يان (أغسطس 2018). "ما هي المرحلة التطورية التي تستقر عليها النجوم النابضة الزرقاء ذات السعة الكبيرة؟" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 478 (3): 3871-3877 . arXiv : 1805.07073 . Bibcode : 2018MNRAS.478.3871W . doi : 10.1093/mnras/sty1347 .

[Samus_et_al_2017-118] 1 2 3 ساموس، ن.ن. وآخرون (2017). "الفهرس العام للنجوم المتغيرة: أنواع التغير في GCVS" . تقارير علم الفلك . GCVS 5.1. 61 (1): 80-88 . Bibcode : 2017ARep...61...80S . doi : 10.1134/S1063772917010085 . تاريخ الاسترجاع: 2025-09-01 .

[119] كونتريراس بينيا، كارلوس؛ وآخرون . (يوليو 2020). "العلاقة بين التغيرات في نطاق الأشعة تحت الحمراء المتوسطة ونطاق الموجات دون المليمترية للنجوم الأولية المدفونة في أعماق الأرض" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 495 (4): 3614-3635 . arXiv : 2005.01569 . Bibcode : 2020MNRAS.495.3614C . doi : 10.1093/mnras/staa1254 .

[120] بورنيل، إس. جوسلين بيل؛ وآخرون (2004). غرين، سيمون إف.؛ جونز، مارك إتش. (محررون). مقدمة إلى الشمس والنجوم . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 165-168 . ISBN 978-0-521-54622-5.

[121] آيلز، جون (1991). "النجوم المتغيرة" . في ستوت، كارول (محررة). صور الكون . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 124. ISBN 978-0-521-42419-6.

[Roth_2009-122] روث، غونتر د.، محرر. (2009). دليل علم الفلك العملي . سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 604. ISBN 978-3-540-76379-6.

[123] هيربست، دبليو؛ شيفتشينكو، في إس (أغسطس 1999). "فهرس ضوئي لنجوم هيربيغ AE/BE ومناقشة طبيعة وسبب تغيرات نجوم UX Orionis". المجلة الفلكية . 118 (2): 1043-1060 . Bibcode : 1999AJ....118.1043H . doi : 10.1086/300966 .

[124] فيوك، م.؛ وآخرون (ديسمبر 2018). "دراسة غايا DR2 لنجوم هيربيغ Ae/Be". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 620 : A128. arXiv : 1808.00476 . Bibcode : 2018A & A...620A.128V . doi : 10.1051/0004-6361/201832870 .

[Magakian_et_al_2022-125] 1 2 ماجاكيان، تيغران؛ وآخرون . (ديسمبر 2022). “FUors، EXors، ودور الكائنات الوسيطة”. اكتا للفيزياء الفلكية توريكا . 3 (3): 4– 7. أرخايف : 2303.04536 . بيب كود : 2022AcAT....3c...4M . دوى : 10.34898/aat.vol3.iss3.pp4-7 .

[126] دنهام، مم. وآخرون . (2014). "تطور النجوم الأولية: رؤى من عشر سنوات من مسوحات الأشعة تحت الحمراء مع سبيتزر وهيرشل" . في بوثر، هنريك؛ وآخرون . (محرران). النجوم الأولية والكواكب السادس . سلسلة علوم الفضاء بجامعة أريزونا. مطبعة جامعة أريزونا. ص. 208.ارخايف : 1401.1809 . بيب كود : 2014prpl.conf..195D . دوى : 10.2458/azu_uapress_9780816531240-ch009 . رقم ISBN 978-0-8165-3124-0.

[127] لامرز، جي جي إل إم؛ ليفيسك، إميلي إم. (ديسمبر 2017). "الرياح النجمية وفقدان الكتلة". فهم التطور النجمي . دار نشر IOP المحدودة. الصفحات 15-1 إلى 15-12. ISBN 978-0-7503-1278-3تم الاطلاع عليه بتاريخ 2025-09-05 .

[128] همفريز، روبرتا م. (1999). وولف، ب.؛ وآخرون (محررون). التغيرات طويلة الأمد للمتغيرات الزرقاء اللامعة . الرياح النجمية المتغيرة وغير الكروية في النجوم الساخنة اللامعة، وقائع ندوة الاتحاد الفلكي الدولي رقم 169 المنعقدة في هايدلبرغ، ألمانيا، 15-19 يونيو 1998. برلين هايدلبرغ نيويورك: سبرينغر-فيرلاغ. رمز Bibcode : 1999LNP...523..243H . doi : 10.1007/BFb0106384 .

[Smith_2017-129] 1 2 سميث، ناثان (سبتمبر 2017). "المتغيرات الزرقاء المتألقة ومصائر النجوم الضخمة جدًا" . المعاملات الفلسفية للجمعية الملكية أ . 375 (2105). Bibcode : 2017RSPTA.37560268S . doi : 10.1098 / rsta.2016.0268 . PMC 5620488. PMID 28923998 .

[130] همفريز، روبرتا م.؛ وآخرون . (يوليو 2016). "حول السمات الاجتماعية للمتغيرات الزرقاء اللامعة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 825 (1): 64. arXiv : 1603.01278 . Bibcode : 2016ApJ...825...64H . doi : 10.3847/0004-637X/825/1/64 .

[131] ستوثرز، ريتشارد ب.؛ تشين، تشاو-وين (أكتوبر 2001). "العمالقة الصفراء كنجوم ما بعد العملاق الأحمر غير مستقرة ديناميكيًا". المجلة الفيزيائية الفلكية . 560 (2): 934-936 . Bibcode : 2001ApJ...560..934S . doi : 10.1086/322438 .

[132] فان جيندرين، أ.م. وآخرون (نوفمبر 2019). "النبضات والانفجارات وتطور أربعة عمالقة صفراء فائقة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 631 : A48. arXiv : 1910.02460 . Bibcode : 2019A & A...631A..48V . doi : 10.1051/0004-6361/201834358 .

[133] ليستر، تيم. "قد تكون نجومًا عملاقة فائقة" . الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . تم الاسترجاع في 1 سبتمبر 2025 .

[134] "سحابة غبار في نجم من نوع R CrB (تصور فني)" . المرصد الأوروبي الجنوبي . تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 سبتمبر 2025 .

[Crawford_et_al_2025-135] 1 2 كروفورد، كورتني ل.؛ وآخرون . (مارس 2025). "دراسة شاملة لانخفاض الغبار في نجوم R Coronae Borealis" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 537 (3): 2635-2646 . arXiv : 2412.16393 . Bibcode : 2025MNRAS.537.2635C . doi : 10.1093/mnras/staf215 .

[136] كلايتون، جيفري سي. (2012). "ما هي نجوم R Coronae Borealis؟". مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 40 (1): 539. arXiv : 1206.3448 . Bibcode : 2012JAVSO..40..539C .

[137] مور، باتريك؛ ريس، روبن (2014). كتاب بيانات باتريك مور في علم الفلك ( الطبعة الثانية). مطبعة جامعة كامبريدج. ص 329. ISBN 978-1-139-49522-6.

[138] رودريغز، كلاوديا ف.؛ ماغالهايس، أ. ماريو (سبتمبر 2000). "بقع في رياح وولف-رايت: تباين ضوئي واستقطابي عشوائي". المجلة الفيزيائية الفلكية . 540 (1): 412-421 . arXiv : astro-ph/0003362 . Bibcode : 2000ApJ...540..412R . doi : 10.1086/309291 .

[Moffat_Shara_1986-139] 1 2 موفات، أ.ف.ج.؛ شارا، م.م. (أكتوبر 1986). "التغير الضوئي لعينة كاملة من نجوم وولف-رايت الشمالية". المجلة الفلكية . 92 : 952-975 . Bibcode : 1986AJ.....92..952M . doi : 10.1086/114227 .

[140] مارييفا، أو. في. (ديسمبر 2024). "نجوم وولف-رايت - ما نعرفه وما لا نعرفه". المجلة الفلكية الأذربيجانية . 19 (2): 73-90 . arXiv : 2412.05772 . Bibcode : 2024AzAJ...19b..73M . doi : 10.59849/2078-4163.2024.2.73 .

[141] هارينغتون، فيليب س. (1990). جولة في الكون من خلال المناظير: دليل فلكي شامل . منشورات وايلي للعلوم. المجلد 79. شركة تيرنر للنشر. ISBN 978-1-62045-949-2.

[Gies_et_al_2023-142] جيز، دوغلاس ر.؛ وآخرون . (يناير 2023). "نجوم غاما كاس كنظم ثنائية من نوع Be+قزم أبيض" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 942 (1). المعرف L6. arXiv : 2212.06916 . Bibcode : 2023ApJ...942L...6G . doi : 10.3847/2041-8213/acaaa1 .

[143] "نجم صغير يطلق توهجًا هائلاً" . ناسا. 20 مايو 2008. تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 سبتمبر 2025 .

[144] بالونا، ل. أ. (مارس 2015). "النجوم المتوهجة عبر مخطط هرتزبرونغ-راسل" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 447 (3): 2714-2725 . رمز Bibcode : 2015MNRAS.447.2714B . doi : 10.1093/mnras/stu2651 .

[Dzombeta_Percy_2019-145] 1 2 دزومبيتا، ك.؛ بيرسي، جيه آر (ديسمبر 2019). "النجوم المتوهجة: مراجعة موجزة" . مجلة الجمعية الأمريكية لمراقبي النجوم المتغيرة . 47 (2): 282. رمز Bibcode : 2019JAVSO..47..282D . تاريخ الاسترجاع: 2025-09-02 .

[146] دال، هـ. أ. (يوليو 2020). "الترددات التراكمية للتوهجات في نجوم سيتي فوق البنفسجية من أنواع طيفية مختلفة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 495 (4): 4529-4541 . Bibcode : 2020MNRAS.495.4529D . doi : 10.1093/mnras/staa1484 .

[Schaefer_et_al_2000-147] شيفر، برادلي إي.؛ وآخرون . (فبراير 2000). "التوهجات العملاقة على النجوم العادية الشبيهة بالشمس". مجلة الفيزياء الفلكية . 529 (2): 1026-1030 . arXiv : astro-ph/9909188 . Bibcode : 2000ApJ...529.1026S . doi : 10.1086/308325 . S2CID 10586370 .

[148] فيدا، كريستيان؛ كوفاري، زولت؛ ليتزنجر، مارتن؛ أوديرت, البتراء; أولاه، كاتالين؛ سيلي، بالينت؛ كريسكوفيتش، ليفينتي؛ جريميل، روبرت. جورجي ، آنا ماريا (يوليو 2024). “التوهجات النجمية، والتوهجات الفائقة، والانبعاثات الكتلية الإكليلية – دخول عصر البيانات الضخمة” . الكون . 10 (8). بطاقة تعريف. 313.ارخايف : 2407.16446 . بيب كود : 2024Univ...10..313V . دوى : 10.3390/الكون10080313 .

[149] أودارد، م.؛ وآخرون (فبراير 2003). "دراسة وفرة العناصر في الهالة النجمية للثنائيات النجمية من نوع RS CVn*". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 398 (3): 1137-1149 . arXiv : astro-ph/0109268 . Bibcode : 2003A & A...398.1137A . doi : 10.1051/0004-6361:20021737 .

[150] مارتينيز، سي آي؛ وآخرون (يونيو 2022). "دورات النشاط في النجوم من نوع RS CVn" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 512 (4): 4835-4845 . arXiv : 2111.05911 . Bibcode : 2022MNRAS.512.4835M . doi : 10.1093/mnras/stac755 .

[151] "المستعر الأعظم 1994D في المجرة NGC 4526" . 25 مايو 1999. تم الاطلاع عليه بتاريخ 3 سبتمبر 2025 .

[HSCA-152] ١ ٢ ٣ ٤ "مقدمة وخلفية" . مرصد تشاندرا للأشعة السينية: دراسة بقايا المستعرات العظمى . مركز هارفارد-سميثسونيان للفيزياء الفلكية. الصفحات ١-٥ . تاريخ الاسترجاع: ٢٠٢٥-٠٩-٠١ .

[153] بان، واي. -سي.؛ وآخرون . (أغسطس 2024). "قياس سرعات المقذوفات من المستعرات العظمى من النوع Ia من مسح pan-STARRS1 متوسط العمق" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 532 (2): 1887-1900 . arXiv : 2211.06895 . Bibcode : 2024MNRAS.532.1887P . doi : 10.1093/mnras/stae1618 .

[154] برانش، ديفيد؛ ويلر، ج. كريج (2017). انفجارات المستعرات العظمى . مكتبة علم الفلك والفيزياء الفلكية. سبرينغر. ص 19-20 . ISBN 978-3-662-55054-0.

[155] بانديوبادياي، ديباديس؛ كار، كاماليس (2022). المستعرات العظمى، فيزياء النجوم النيوترونية، وتخليق العناصر . مكتبة علم الفلك والفيزياء الفلكية. سبرينغر نيتشر. ص 33-34 . ISBN 978-3-030-95171-9.

[156] هاول، د. أندرو (يونيو 2011). "المستعرات العظمى من النوع Ia كنقاط نهاية نجمية وأدوات كونية". نيتشر كوميونيكيشنز . 2 350. المعرف 350. arXiv : 1011.0441 . Bibcode : 2011NatCo...2..350H . doi : 10.1038/ncomms1344 . PMID 21673671 .

[157] "ظاهرة فضائية تحاكي الفن في نسخة الكون من لوحة فان جوخ" . معهد علوم تلسكوب الفضاء. 4 مارس 2004. تاريخ الاسترجاع: 3 سبتمبر 2025 .

[Chen_Ivanova_2024-158] 1 2 تشين، تشو؛ إيفانوفا، ناتاليا (مارس 2024). "سد الفجوة بين المستعرات الحمراء اللامعة وتطور الغلاف المشترك: دور طاقة إعادة التركيب وقوة الإشعاع" . رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 963 (2). المعرف L35. arXiv : 2402.05686 . Bibcode : 2024ApJ...963L..35C . doi : 10.3847/2041-8213/ad2a47 .

[159] ترانين، هوغو؛ وآخرون (مارس 2025). "نجوم فجوة هرتزبرونغ في المجرات القريبة والبحث عن أسلاف المستعرات الحمراء اللامعة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 695. المعرف A226. arXiv : 2409.11347 . Bibcode : 2025A & A...695A.226T . doi : 10.1051/0004-6361/202452286 .

[Chomiuk_et_al_2011-160] 1 2 تشوميوك، لورا ؛ وآخرون . (سبتمبر 2021). "رؤى جديدة حول المستعرات الكلاسيكية". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 59 : 391-444 . arXiv : 2011.08751 . Bibcode : 2021ARA & A..59..391C . doi : 10.1146/annurev-astro-112420-114502 .

[161] كالر، جيمس ب. (2002). السماء دائمة التغير: دليل إلى الكرة السماوية . مطبعة جامعة كامبريدج. ص 133. ISBN 978-0-521-49918-7.

[Constanze_1993-162] 1 2 لا دوس، كونستانز (سبتمبر 1993). "النجوم القزمة المستعرة" . خادم التقارير الفنية التابع لناسا (NTRS) . منشور خاص لناسا. 507 : 15. رمز Bibcode : 1993NASSP.507...15L . معرف المستند: 19950020649. تاريخ الاسترجاع: 2025-09-03 .

[Otulakowska-Hypka_et_al_2016-163] أوتولاكوفسكا-هيبكا، ماغدالينا؛ وآخرون . (أغسطس 2016). "تحليل إحصائي لخصائص انفجارات النجوم القزمة المستعرة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 460 (3): 2526-2541 . arXiv : 1605.02937 . Bibcode : 2016MNRAS.460.2526O . doi : 10.1093/mnras/stw1120 .

[164] أوساكي، يوجي (يناير 1996). "انفجارات النجوم القزمة المستعرة". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 108 : 39. Bibcode : 1996PASP..108...39O . doi : 10.1086/133689 .

[165] سكوبال، أوغستين (يونيو 2023). "ظهور منطقة رياح محايدة في المستوى المداري للثنائيات التكافلية أثناء انفجاراتها" . المجلة الفلكية . 165 (6): 258. arXiv : 2305.04220 . Bibcode : 2023AJ....165..258S . doi : 10.3847/1538-3881/acd193 .

[Duffy_et_al_2021-166] 1 2 دافي، سي.؛ وآخرون . (أبريل 2021). "دليل على أن أنظمة AM CVn قصيرة الدورة متنوعة في سلوك الانفجار" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 502 (4): 4953-4962 . arXiv : 2102.04428 . Bibcode : 2021MNRAS.502.4953D . doi : 10.1093/mnras/stab389 .

[167] سماك، ج. (ديسمبر 2023). "AM CVn - معلمات النظام وموجات الجاذبية". Acta Astronomica . 73 (3): 227–232 . arXiv : 2312.16506 . Bibcode : 2023AcA....73..227S . doi : 10.32023/0001-5237/73.3.2 .

[168] كاريتسكايا، يوجينيا؛ وآخرون . (ديسمبر 2019). حول التغيرات طويلة الأمد للثنائي النجمي عالي الكتلة للأشعة السينية Cyg X-1 . الثنائيات النجمية عالية الكتلة للأشعة السينية: إضاءة الانتقال من الثنائيات الضخمة إلى الأجسام المدمجة المندمجة. وقائع الاتحاد الفلكي الدولي. المجلد 346. الصفحات 206-211 . Bibcode : 2019IAUS..346..206K . doi : 10.1017/S1743921319001339 .

[169] باترسون، جوزيف (مارس 1994). "نجوم دي كيو هرقل". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 106 : 209. Bibcode : 1994PASP..106..209P . doi : 10.1086/133375 .

[170] باكلي، ديفيد أ.هـ. وآخرون (أغسطس 1995). "RX J1712.6-2414: صورة قطبية متوسطة الاستقطاب من مسح ROSAT لمستوى المجرة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 275 (4): 1028-1048 . Bibcode : 1995MNRAS.275.1028B . doi : 10.1093/mnras/275.4.1028 .

[171] ماسون، بنسلفانيا (يوليو 2004). توفيماسيان، ج.؛ سيون، إ. (محرران). حول تصنيف المتغيرات الكارثية المغناطيسية . ندوة الاتحاد الفلكي الدولي 194 - الثنائيات المدمجة في المجرة وما وراءها. سلسلة مؤتمرات المجلة المكسيكية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية. المجلد 20. الصفحات 180-181 . رمز Bibcode : 2004RMxAC..20..180M .

[172] كالوميني، بليندا؛ ياكوت، قدري (ديسمبر 2008). "تغير الضوء ودورة المتغير الكارثي المغناطيسي AM Her". المجلة الفلكية . 136 (6): 2367-2372 . arXiv : 0811.0568 . Bibcode : 2008AJ....136.2367K . doi : 10.1088/0004-6256/136/6/2367 .

[173] بيسيكالو، ديمتري؛ وآخرون . (نوفمبر 2021). "انجراف البقع الساخنة في الأقطاب المتزامنة وغير المتزامنة: نتائج المحاكاة العددية ثلاثية الأبعاد" . المجرات . 9 (4): 110. Bibcode : 2021Galax...9..110B . doi : 10.3390/galaxies9040110 .

[174] ريغ، ب.؛ وآخرون (مايو 2016). "التغيرات البصرية والطيفية طويلة الأمد للثنائيات النجمية عالية الكتلة للأشعة السينية. الجزء الثاني: التحليل الطيفي". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 590. المعرف: A122. arXiv : 1603.08327 . Bibcode : 2016A & A...590A.122R . doi : 10.1051/0004-6361/201628271 .

[175] "المتغيرات الدوارة: رسم خرائط أسطح النجوم | aavso" . www.aavso.org . تاريخ الاسترجاع: 12 ديسمبر 2023 .

[Morris_1985-176] 1 2 موريس، إس إل (أغسطس 1985). "النجوم المتغيرة الإهليلجية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 295 : 143-152 . Bibcode : 1985ApJ...295..143M . doi : 10.1086/163359 .

[Beech_1985-177] 1 2 بيتش، م. (ديسمبر 1985). "المتغيرات الإهليلجية". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 117 (1): 69-81 . Bibcode : 1985Ap & SS.117...69B . doi : 10.1007/BF00660911 .

[MAST-178] "MAST: أرشيف باربرا أ. ميكولسكي لتلسكوبات الفضاء" . معهد علوم تلسكوب الفضاء . تم الاطلاع عليه بتاريخ 8 ديسمبر 2021 .

[Panov-179] بانوف، ك.؛ ديميتروف، د. (مايو 2007). "دراسة قياس ضوئي طويلة الأمد لـ FK Comae Berenices وHD 199178" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 467 (1): 229-235 . Bibcode : 2007A & A...467..229P . doi : 10.1051/0004-6361:20065596 . S2CID 120275241 .

[180] سند، م. ر.؛ بوبروفسكي، م. (أغسطس 2014). "التغيرات الطيفية فوق البنفسجية لنجمي FK Comae وV 1794 Cygni". علم الفلك الجديد . 31 : 37-42 . Bibcode : 2014NewA...31...37S . doi : 10.1016/j.newast.2014.02.004 .

[181] سيكورا، ج.؛ وآخرون (يوليو 2020). "متابعة طيفية استقطابية لثمانية مرشحين من نوع FK Comae سريعي الدوران وذوي سطوع عالٍ في الأشعة السينية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 496 (1): 295-308 . arXiv : 2005.09179 . Bibcode : 2020MNRAS.496..295S . doi : 10.1093/mnras/staa1455 .

[Livio_Stoker_1988-182] ليفيو، ماريو؛ سوكر، نوام (يونيو 1988). "مرحلة الغلاف المشترك في تطور النجوم الثنائية". المجلة الفيزيائية الفلكية . 329 : 764. Bibcode : 1988ApJ...329..764L . doi : 10.1086/166419 .

[183] تشاهال، ديباك؛ وآخرون . (أغسطس 2022). "إحصائيات النجوم المتغيرة الكروموسفيرية في نجم BY Draconis" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 514 (4): 4932-4943 . arXiv : 2206.05505 . Bibcode : 2022MNRAS.514.4932C . doi : 10.1093/mnras/stac1660 .

[184] كوفاري، ز.؛ أولاه، ك. (ديسمبر 2014). “مراقبة الدينامو في النجوم الرائعة”. مراجعات علوم الفضاء . 186 ( 1 – 4): 457 – 489. أرخايف : 1408.6199 . بيب كود : 2014SSRv..186..457K . دوى : 10.1007/s11214-014-0092-0 .

[185] لوبين، دان؛ وآخرون (مارس 2012). "تواتر أحداث الحد الأدنى لموندر في النجوم الشبيهة بالشمس المستنتج من رصد النشاط والفلزية". رسائل المجلة الفيزيائية الفلكية . 747 (2). المعرف L32. رمز Bibcode : 2012ApJ...747L..32L . doi : 10.1088/2041-8205/747/2/L32 .

[186] علييف، إس جي؛ وآخرون . (أكتوبر 2018). "دراسة التغيرات الضوئية للنجوم المغناطيسية CP II. طبيعة تغير السطوع". المجلة الفلكية الأذربيجانية . 13 (2): 38-53 . Bibcode : 2018AzAJ...13b..38A .

[187] كوتشوخوف، أ.؛ وآخرون (أبريل 2005). "نماذج الغلاف الجوي النجمي مع حجب الخطوط المغناطيسية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 433 (2): 671-682 . arXiv : astro-ph/0412262 . Bibcode : 2005A & A...433..671K . doi : 10.1051/0004-6361:20042300 .

[188] فالتوفا، ن.؛ وآخرون . (ديسمبر 2021). "دراسة حالة لمتغيرات ACV المكتشفة في مسح مرفق زويكي العابر". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 656. المعرف A125. arXiv : 2108.11411 . Bibcode : 2021A & A...656A.125F . doi : 10.1051/0004-6361/202141534 .

[189] بالونا، ل. أ. (نوفمبر 2022). "دوران النجوم الساخنة العادية، والنجوم الشاذة، ونجوم Be من خلال القياس الضوئي الفضائي" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 516 (3): 3641-3649 . Bibcode : 2022MNRAS.516.3641B . doi : 10.1093/mnras/stac2515 .

[190] شيرر، أ.؛ غولدن، أ. (2002). بيكر، و.؛ وآخرون (محررون). لماذا ندرس النجوم النابضة بصريًا؟ وقائع ندوة هيرايوس WE رقم 270 حول النجوم النيوترونية والنجوم النابضة وبقايا المستعرات العظمى. تقرير معهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية. المجلد 278. غارشينغ بالقرب من ميونيخ: معهد ماكس بلانك للفيزياء الفلكية خارج الأرض. ص 44. arXiv : astro-ph/0208579 . Bibcode : 2002nsps.conf...44S .

[191] كوبال، زدينيك (1946). مقدمة لدراسة المتغيرات الكسوفية . سلسلة دراسات مرصد هارفارد. المجلد 6. كامبريدج، ماساتشوستس: مطبعة جامعة هارفارد. ص 1. رمز Bibcode : 1946HarMo...6....1K . رقم مكتبة الكونغرس a46-3043 .

[192] كوغوري، توموكازو؛ ليونغ، كام-تشينغ (2010). فيزياء النجوم ذات خطوط الانبعاث . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 342. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 352. ISBN 978-0-387-68995-1.

[193] بودينغ، إي. (يناير 1986). "أنظمة ألغول الكلاسيكية (مراجعة مدعوة)". الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء . 118 ( 1-2 ): 241-255 . Bibcode : 1986Ap & SS.118..241B . doi : 10.1007/BF00651132 .

[Mennickent_et_al_2018-194] 1 2 مينيكنت، رونالد إي.؛ وآخرون . (سبتمبر 2018). "دليل على وجود مناطق نشطة في النجم المانح للنظام الثنائي V393 Scorpii من نوع Algol واختبار نموذج الدينامو لدورته الطويلة". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 130 (991): 1-7 . arXiv : 1807.01264 . Bibcode : 2018PASP..130i4203M . doi : 10.1088/1538-3873/aad16f . JSTOR 26660654 .

[Schleicher_Mennickent_2017-195] شلايشر، دومينيك آر جي؛ مينيكنت، رونالد إي. (يونيو 2017). "آلية الدينامو كأصل محتمل للدورة الطويلة في المتغيرات الدورية المزدوجة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 602. المعرف A109. arXiv : 1703.03876 . Bibcode : 2017A & A...602A.109S . doi : 10.1051/0004-6361/201628900 .

[196] كارتونين، هانو؛ وآخرون ، محرران. (2016). علم الفلك الأساسي ( الطبعة السادسة). سبرينغر. رقم ISBN 978-3-662-53045-0.

[197] مينيكنت، ر. إي. (يناير 2022). "أقراص التراكم والدورات الطويلة في الثنائيات من نوع بيتا ليرا" . المجرات . 10 (1). المعرف 15. رمز Bibcode : 2022Galax..10...15M . doi : 10.3390/galaxies10010015 .

[198] مينيكنت، ر. إي. وآخرون (يناير 2016). "الأنظمة الثنائية المتفاعلة من نوع سربنتيدز W والمتغيرات الدورية المزدوجة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 455 (2): 1728-1745 . arXiv : 1510.05628 . Bibcode : 2016MNRAS.455.1728M . doi : 10.1093/mnras/stv2433 .

[199] سكلتون، ب. ل.؛ سميتس، د. ب. (2010). "نمذجة النجوم المتغيرة من نوع W UMa". المجلة الجنوب أفريقية للعلوم . 105 (3/4). a62. doi : 10.4102/sajs.v105i3/4.62 .

[200] بورجيا، مايكل (2006). الرؤية البشرية وسماء الليل: كيف تُحسّن مهاراتك في الرصد . سلسلة باتريك مور في علم الفلك العملي. سبرينغر ساينس آند بيزنس ميديا. ص 131. ISBN 978-0387-46322-3.

[201] ديمينغ، دريك؛ وآخرون (يناير 2019). "كيفية توصيف الغلاف الجوي لكوكب خارجي عابر". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 131 (995): 013001. arXiv : 1810.04175 . Bibcode : 2019PASP..131a3001D . doi : 10.1088/1538-3873/aae5c5 .

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

[ 14 ]

[ 15 ]

[ 16 ]

[ 17 ]

[ 18 ]

[ 19 ]

[ 20 ]

[

[

[

[ ٢٤ ]

[ ٢٥ ]

[ ٢٦ ]

[ ٢٧ ]

[ ٢٨ ]

[ 29 ]

[ 30 ]

[ 31 ]

ويمكن رسم قياسات

لإنتاج منحنيات ضوئية

[ 34 ]

[ 35 ]

[ 36 ]

[ 37 ]

[ 38 ]

[ 39 ]

[ 40 ]

[ 41 ]

[ 42 ]

[ 43 ]

[ 44 ]

[ 45 ]

[ 46 ]

[ 47 ]

[ 48 ]

[

[

[

[ 52 ]

[

[ 54 ]

[ 55 ]

[ 56 ]

[ 57 ]

[ 58 ]

[ 59 ]

[ 60 ]

[ 61 ]

[ 62 ]

[ 63 ]

[ 64 ]

[ 65 ]

[ 66 ]

[ 67 ]

[

[

[ 70 ]

[ 71 ]

[ 72 ]

[ 73 ]

[ 74 ]

[ 75 ]

[

[ 77 ]

[ 78 ]

[ 79 ]

[ 80 ]

[ 81 ]

[ 82 ]

[ 83 ]

[ 84 ]

[ 85 ]

[ 86 ]

[ 87 ]

[ 88 ]

[ 89 ]

[ 90 ]

[ 91 ]

[ 92 ]

[ 93 ]

[ 94 ]

[ 95 ]

[ 96 ]

[ 97 ]

[ 98 ]

[ 99 ]

[

اللغة	العربية (RTL)
روابط موسوعية	30 رابطاً
المصدر الأصلي	ويكيبيديا ↗