عملاق

📅 آخر تحديث: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ٤ أغسطس ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 8 صور
الموسوعة الحرة

العملاق الفائق ( فئة اللمعان 0 ، Ia-0 أو Ia + ) [ 1 ] هو نوع نادر جدًا من النجوم يتميز بلمعان وكتلة وحجم هائلين، وفقدان كتلة كبير بسبب رياحه النجمية الشديدة. يُعرَّف مصطلح العملاق الفائق بأنه فئة اللمعان 0 (صفر) في نظام MKK . مع ذلك، نادرًا ما يُلاحظ هذا التصنيف في المراجع العلمية أو في التصنيفات الطيفية المنشورة، باستثناء مجموعات محددة جيدًا مثل العمالقة الفائقة الصفراء ، والعمالقة الفائقة الحمراء ، أو العمالقة الفائقة الزرقاء من النوع B(e) ذات أطياف انبعاث. في الغالب، تُصنَّف العمالقة الفائقة ضمن Ia-0 أو Ia + ، لكن نادرًا ما تُصنَّف العمالقة الفائقة الحمراء ضمن هذه الفئات الطيفية. يهتم علماء الفلك بهذه النجوم لأنها تُسهم في فهم تطور النجوم، وخاصة تكوينها واستقرارها، وموتها المتوقع على شكل مستعرات عظمى أو مستعرات فائقة (بالنسبة للعمالقة الفائقة التي تتراوح كتلتها بين 30 و40 كتلة شمسية ). ومن الأمثلة البارزة على النجوم العملاقة الفائقة نجم المسدس ، وهو نجم عملاق أزرق يقع بالقرب من مركز المجرة وأحد أكثر النجوم إشراقًا المعروفة ؛ ونجم رو كاسيوبيا ، وهو نجم عملاق أصفر يعد من ألمع النجوم التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة؛ ونجم مو سيفي (نجم العقيق)، وهو أحد أكبر وألمع النجوم المعروفة.

الأصل والتعريف

في عام 1956، استخدم الفلكيان فيست وثاكيري مصطلح "العملاق الفائق" ( الذي تم تغييره لاحقًا إلى "العملاق المفرط") للنجوم ذات القدر المطلق الأكثر سطوعًا من M V = −7 ( سيكون M Bol أكبر بالنسبة للنجوم شديدة البرودة وشديدة الحرارة، على سبيل المثال، −9.7 على الأقل للعملاق المفرط من النوع B0). في عام 1971، اقترح كينان أن يُستخدم المصطلح فقط للعمالقة الفائقة التي تُظهر مكون انبعاث عريض واحد على الأقل في خط Hα ، مما يشير إلى غلاف جوي نجمي ممتد أو معدل فقدان كتلة كبير نسبيًا. يُعد معيار كينان هو الأكثر شيوعًا بين العلماء اليوم؛ [ 2 ] وبالتالي، من الممكن أن يكون لنجم عملاق فائق لمعان أعلى من نجم عملاق مفرط من نفس الفئة الطيفية.

من المتوقع أن تتميز النجوم العملاقة الفائقة بتوسع مميز وانزياح نحو الأحمر في خطوطها الطيفية، مما ينتج عنه شكل طيفي مميز يُعرف باسم شكل P Cygni . ولا يُعد استخدام خطوط انبعاث الهيدروجين مفيدًا في تحديد أبرد النجوم العملاقة الفائقة، ويتم تصنيفها بشكل أساسي بناءً على لمعانها نظرًا لأن فقدان الكتلة أمر لا مفر منه تقريبًا لهذه الفئة.

تشكيل

مقارنة بين (من اليسار إلى اليمين) نجم المسدس ، ورو ذات الكرسي ، ومنكب الجوزاء ، ونجم الكلب الأكبر، مُركّبة على مخطط للنظام الشمسي. يُمثّل نصف الحلقة الأزرق المُتمركز بالقرب من الحافة اليسرى مدار نبتون ، أبعد كواكب النظام الشمسي .

تتحرك النجوم ذات الكتلة الأولية التي تزيد عن 25 كتلة شمسية تقريبًا بسرعة بعيدًا عن التسلسل الرئيسي، ويزداد لمعانها قليلًا لتصبح عمالقة زرقاء. ثم تبرد وتتضخم مع ثبات لمعانها تقريبًا لتصبح عملاقة حمراء، ثم تنكمش وترتفع درجة حرارتها مع تبخر طبقاتها الخارجية. وقد "ترتد" ذهابًا وإيابًا، منفذةً حلقة زرقاء واحدة أو أكثر، مع الحفاظ على لمعان ثابت نسبيًا، حتى تنفجر كمستعر أعظم أو مستعر أعظم فائق ، أو تتخلص تمامًا من طبقاتها الخارجية لتصبح نجم وولف-رايت . أما النجوم ذات الكتلة الأولية التي تزيد عن 40 كتلة شمسية تقريبًا ، فهي شديدة اللمعان لدرجة لا تسمح لها بتكوين غلاف جوي ممتد ومستقر، وبالتالي لا تبرد بما يكفي لتصبح عملاقة حمراء. وقد تتجاوز النجوم الأضخم كتلة ، وخاصة النجوم سريعة الدوران ذات الحمل الحراري والاختلاط المعززين، هذه المراحل وتنتقل مباشرةً إلى مرحلة وولف-رايت.  

هذا يعني أن النجوم الموجودة في قمة مخطط هرتزبرونغ-راسل، حيث توجد النجوم العملاقة الفائقة، قد تكون حديثة التطور من التسلسل الرئيسي ولا تزال ذات كتلة عالية، أو نجومًا عملاقة فائقة متقدمة بعد مرحلة العملاق الأحمر فقدت جزءًا كبيرًا من كتلتها الأولية، ولا يمكن التمييز بين هذه الأجرام بناءً على لمعانها ودرجة حرارتها فقط. النجوم ذات الكتلة العالية التي تحتوي على نسبة عالية من الهيدروجين المتبقي أكثر استقرارًا، بينما النجوم الأقدم ذات الكتل الأقل والنسبة الأعلى من العناصر الثقيلة لها أغلفة جوية أقل استقرارًا بسبب زيادة ضغط الإشعاع وانخفاض الجاذبية. يُعتقد أن هذه هي النجوم العملاقة الفائقة، القريبة من حد إيدنجتون والتي تفقد كتلتها بسرعة.

يُعتقد أن النجوم العملاقة الصفراء هي في الغالب نجوم ما بعد العملاق الأحمر، فقدت معظم غلافها الجوي وهيدروجينها. وهناك عدد قليل من النجوم العملاقة الصفراء الأكثر استقرارًا ذات الكتلة العالية واللمعان المماثل تقريبًا، ويُعتقد أنها تتطور نحو طور العملاق الأحمر، إلا أنها نادرة نظرًا لتوقع أن يكون هذا التحول سريعًا. ولأن النجوم العملاقة الصفراء هي نجوم ما بعد العملاق الأحمر، فإن لمعانها محدود نسبيًا ويتراوح بين 500,000 و750,000 ضعف لمعان الشمس ، بينما يمكن أن تكون النجوم العملاقة الزرقاء أكثر لمعانًا بكثير، يصل أحيانًا إلى عدة ملايين من لمعان الشمس . 

تُظهر جميع النجوم العملاقة تقريبًا تغيرات في لمعانها مع مرور الوقت نتيجةً لعدم استقرار بنيتها الداخلية، إلا أن هذه التغيرات طفيفة باستثناء منطقتين متميزتين لعدم الاستقرار حيث توجد النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة (LBVs) والنجوم العملاقة الصفراء . ونظرًا لكتلتها الهائلة، فإن عمر النجم العملاق قصير جدًا على المقاييس الزمنية الفلكية: بضعة ملايين من السنين فقط مقارنةً بحوالي 10  مليارات سنة للنجوم مثل الشمس . تتشكل النجوم العملاقة فقط في أكبر مناطق تكوين النجوم وأكثرها كثافة، وبسبب قصر أعمارها، لا يُعرف منها إلا عدد قليل على الرغم من لمعانها الشديد الذي يسمح بتحديدها حتى في المجرات المجاورة. وقد لا تتجاوز المدة التي تقضيها في بعض المراحل، مثل النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة، بضعة آلاف من السنين. [ 3 ] [ 4 ]

استقرار

سديم عظيم في كارينا، يحيط بإيتا كارينا

بما أن لمعان النجوم يزداد بشكل كبير مع كتلتها، فإن لمعان النجوم العملاقة الفائقة غالبًا ما يكون قريبًا جدًا من حد إيدنجتون ، وهو الحد الذي يتساوى عنده ضغط الإشعاع الذي يوسع النجم للخارج مع قوة جاذبيته التي تضغط عليه للداخل. هذا يعني أن التدفق الإشعاعي الذي يمر عبر الغلاف الضوئي للنجم العملاق الفائق قد يكون قويًا بما يكفي لرفع هذا الغلاف الضوئي. وفوق حد إيدنجتون، سيولد النجم كمية هائلة من الإشعاع لدرجة أن أجزاءً من طبقاته الخارجية ستُقذف في انفجارات هائلة؛ وهذا من شأنه أن يحد فعليًا من قدرة النجم على التألق بلمعان عالٍ لفترات طويلة.

يُعدّ نجم إيتا كارينا ، أحد أضخم النجوم التي رُصدت على الإطلاق، مرشحًا قويًا لاستضافة رياح نجمية مدفوعة بإشعاع مستمر . بكتلة تُقدّر بنحو 130 ضعف كتلة الشمس ، ولمعان يفوق لمعان الشمس بأربعة ملايين ضعف ، يتوقع علماء الفيزياء الفلكية أن يتجاوز إيتا كارينا حد إيدنجتون في بعض الأحيان . [ 5 ] ولعلّ آخر مرة حدث ذلك كانت خلال سلسلة من الانفجارات التي رُصدت بين عامي 1840 و1860، حيث بلغت معدلات فقدان الكتلة مستويات أعلى بكثير مما تسمح به معرفتنا الحالية لما تسمح به الرياح النجمية. [ 6 ]

على عكس الرياح النجمية المدفوعة بالخطوط الطيفية (أي تلك المدفوعة بامتصاص الضوء من النجم في أعداد هائلة من الخطوط الطيفية الضيقة)، فإن الدفع المستمر لا يتطلب وجود ذرات "معدنية" - أي ذرات أخرى غير الهيدروجين والهيليوم ، التي تحتوي على عدد قليل من هذه الخطوط - في الغلاف الضوئي . وهذا أمر مهم، لأن معظم النجوم الضخمة فقيرة جدًا بالمعادن، مما يعني أن التأثير يجب أن يعمل بشكل مستقل عن نسبة المعادن . وبناءً على نفس المنطق، قد يساهم الدفع المستمر أيضًا في تحديد حد أقصى للكتلة حتى بالنسبة للجيل الأول من النجوم التي ظهرت مباشرة بعد الانفجار العظيم ، والتي لم تكن تحتوي على أي معادن على الإطلاق.  

تُطرح فرضية أخرى لتفسير الانفجارات الهائلة، على سبيل المثال، لنجم إيتا كارينا، وهي فكرة الانفجار الهيدروديناميكي العميق الذي يُقذف أجزاءً من الطبقات الخارجية للنجم. وتقوم هذه الفرضية على أن النجم، حتى عند مستويات إضاءة أقل من حد إيدنجتون ، سيعاني من عدم كفاية الحمل الحراري في الطبقات الداخلية، مما يؤدي إلى انعكاس في الكثافة قد يُفضي إلى انفجار هائل. ومع ذلك، لم تُدرس هذه الفرضية بشكل كافٍ، ولا يزال من غير المؤكد ما إذا كان هذا الأمر ممكنًا بالفعل. [ 7 ]

من الفرضيات الأخرى المرتبطة بالنجوم العملاقة الفائقة إمكانية تكوّن غلاف ضوئي زائف، أي سطح كروي كثيف بصريًا يتشكل بفعل الرياح النجمية وليس السطح الحقيقي للنجم. سيكون هذا الغلاف الضوئي الزائف أبرد بكثير من السطح الأعمق أسفل الرياح الكثيفة المتجهة للخارج. وقد طُرحت هذه الفرضية لتفسير "اختفاء" النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة متوسطة اللمعان، ووجود نجوم عملاقة صفراء فائقة اللمعان بنفس اللمعان تقريبًا ولكن بدرجات حرارة أقل. في الواقع، النجوم العملاقة الصفراء الفائقة هي النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة التي شكّلت غلافًا ضوئيًا زائفًا، وبالتالي تبدو درجة حرارتها أقل. [ 8 ]

العلاقات مع أوفبي، دبليو إن إل، إل بي في، وغيرهم من النجوم الكبار

النجوم العملاقة الفائقة هي نجوم متطورة ذات لمعان عالٍ وكتلة كبيرة، وتتواجد في نفس المناطق أو مناطق مشابهة على مخطط هرتزبرونغ-راسل، حيث تتواجد بعض النجوم ذات التصنيفات المختلفة. ليس من الواضح دائمًا ما إذا كانت هذه التصنيفات المختلفة تمثل نجومًا ذات ظروف أولية مختلفة، أو نجومًا في مراحل مختلفة من مسار تطوري، أو أنها مجرد نتيجة لملاحظاتنا. تُظهر النماذج الفيزيائية الفلكية التي تفسر هذه الظواهر [ 9 ] [ 10 ] العديد من نقاط الاتفاق. ومع ذلك، توجد بعض الفروقات التي لا تُساعد بالضرورة في تحديد العلاقات بين أنواع النجوم المختلفة.

على الرغم من أن معظم النجوم العملاقة الفائقة أقل لمعانًا من النجوم العملاقة الفائقة ذات درجة الحرارة المماثلة، إلا أن بعضها يقع ضمن نطاق اللمعان نفسه. [ 11 ] غالبًا ما تفتقر النجوم العملاقة الفائقة العادية، مقارنةً بالنجوم العملاقة الفائقة، إلى انبعاثات الهيدروجين القوية التي تشير خطوطها الطيفية المتسعة إلى فقدان كبير في الكتلة. لا تعود النجوم العملاقة الفائقة ذات الكتلة المنخفضة المتطورة من مرحلة العملاق الأحمر، إما بانفجارها كمستعرات عظمى أو بتركها وراءها قزمًا أبيض.

يُظهر الجزء العلوي من مخطط HR موقع شريط عدم الاستقرار S Doradus وموقع انفجارات LBV. التسلسل الرئيسي هو الخط المائل الرفيع في أسفل اليسار.

المتغيرات الزرقاء اللامعة هي فئة من النجوم الساخنة شديدة اللمعان، وتتميز بتغيرات طيفية مميزة. غالبًا ما تقع هذه النجوم في منطقة "هادئة"، حيث تكون النجوم الأكثر سخونة أكثر لمعانًا بشكل عام، ولكنها تخضع دوريًا لانفجارات سطحية ضخمة وتنتقل إلى منطقة ضيقة تتساوى فيها درجة حرارة النجوم ذات اللمعان المختلف تقريبًا، حوالي 8000 كلفن ( 7730 درجة مئوية) . [ 12 ] تقع هذه المنطقة "النشطة" بالقرب من الحافة الساخنة لـ"الفراغ" غير المستقر، حيث توجد النجوم العملاقة الصفراء ، مع وجود بعض التداخل. ليس من الواضح ما إذا كانت النجوم العملاقة الصفراء ستتمكن من تجاوز فراغ عدم الاستقرار لتصبح متغيرات زرقاء لامعة أو تنفجر كمستعر أعظم. [ 13 ] [ 14 ]   

توجد النجوم العملاقة الزرقاء في نفس أجزاء مخطط هرتزبرونغ-راسل التي توجد فيها النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة، ولكنها لا تُظهر بالضرورة اختلافات هذه النجوم. بعض النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة، وليس جميعها، تُظهر خصائص أطياف النجوم العملاقة في بعض الأحيان على الأقل، [ 15 ] [ 16 ] ولكن العديد من الباحثين يستبعدون جميع النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة من فئة النجوم العملاقة ويتعاملون معها بشكل منفصل. [ 17 ] قد تكون النجوم العملاقة الزرقاء التي لا تُظهر خصائص النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة أسلافًا لهذه النجوم، أو العكس، أو كليهما. [ 18 ] قد تكون النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة ذات الكتلة المنخفضة مرحلة انتقالية من أو إلى النجوم العملاقة الباردة، أو قد تكون نوعًا مختلفًا من الأجرام. [ 18 ] [ 19 ]

نجوم وولف-رايت هي نجوم شديدة الحرارة فقدت معظم أو كل طبقاتها الخارجية. يُستخدم مصطلح WNL لوصف نجوم وولف-رايت في مراحلها المتأخرة (أي الأبرد) والتي يهيمن النيتروجين على أطيافها. على الرغم من الاعتقاد السائد بأن هذه المرحلة هي التي تصل إليها النجوم العملاقة الفائقة بعد فقدان كتلة كافية، فمن المحتمل أن تكون مجموعة صغيرة من نجوم WNL الغنية بالهيدروجين أسلافًا للنجوم العملاقة الفائقة الزرقاء أو النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة (LBVs). وتشمل هذه النجوم Ofpe (أطياف من النوع O بالإضافة إلى خطوط انبعاث الهيدروجين والهيليوم والنيتروجين، وخصائص أخرى مميزة) وWN9 (أبرد نجوم وولف-رايت النيتروجينية)، والتي قد تمثل مرحلة وسيطة قصيرة بين نجوم التسلسل الرئيسي ذات الكتلة العالية والنجوم العملاقة الفائقة أو النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة. وقد رُصدت نجوم متغيرة زرقاء لامعة هادئة ذات أطياف WNL، كما أن بعض نجوم Ofpe/WNL الظاهرية قد تحولت لتُظهر أطيافًا زرقاء عملاقة فائقة. تؤدي معدلات الدوران العالية إلى فقدان النجوم الضخمة لأغلفتها الجوية بسرعة، مما يمنع انتقالها من التسلسل الرئيسي إلى العملاق الفائق، وبالتالي تصبح هذه النجوم مباشرةً نجوم وولف-رايت. نجوم وولف رايت، والنجوم المائلة، والنجوم المائلة الباردة (المعروفة أيضًا باسم WN10/11)، ونجوم Ofpe، وOf + ، وOf * لا تُعتبر نجومًا عملاقة فائقة. على الرغم من أنها لامعة وغالبًا ما تمتلك خطوط انبعاث قوية، إلا أن لها أطيافًا مميزة خاصة بها. [ 20 ]

العمالقة الفائقة المعروفة

صورة التقطها تلسكوب كبير جدًا للمنطقة المحيطة بنجم VY Canis Majoris

يصعب دراسة النجوم العملاقة الفائقة نظراً لندرتها. تتميز العديد من النجوم العملاقة الفائقة بأطياف شديدة التباين، ولكنها مصنفة هنا ضمن فئات طيفية واسعة.

متغيرات زرقاء مضيئة

تُصنف بعض النجوم المتغيرة الزرقاء اللامعة على أنها نجوم عملاقة فائقة، خلال جزء على الأقل من دورة تغيرها:

العمالقة الزرقاء

نجم عملاق وقرصه الكوكبي الأولي مقارنةً بحجم النظام الشمسي

عادةً ما تكون من الفئة B، وأحيانًا متأخرة من الفئة O أو مبكرة من الفئة A:

في منطقة مركز المجرة: [ 31 ]

في ويسترلوند 1 : [ 32 ]

عمالقة صفراء

تتميز النجوم العملاقة الصفراء عادةً بأطياف تتراوح من النوع A إلى G المتأخرة. ومع ذلك، يمكن أيضاً تسمية النجوم العملاقة من النوع A بالنجوم العملاقة البيضاء. [ 14 ]

في ويسترلوند 1 : [ 32 ]

في مجرة ​​سيكستانس :

في مجرة/عنقود كروي LS1:

عمالقة برتقالية

حقل يحيط بالنجم العملاق البرتقالي HR 5171 A

النجوم العملاقة البرتقالية هي نجوم عملاقة ذات فئة طيفية K. ويمكن تصنيفها على أنها الطرف الأكثر برودة من النجوم العملاقة الصفراء .

العمالقة الحمراء

مقارنة الحجم بين قطر الشمس و VY Canis Majoris ، وهو نجم عملاق فائق من بين أكبر النجوم المعروفة (ربما الأكبر في مجرة ​​درب التبانة ).

أطياف النوع M، وهي أكبر النجوم المعروفة من حيث نصف القطر. نادرًا ما تُطبق فئات لمعان العملاق الفائق على العمالقة الحمراء الفائقة. ومع ذلك، يُستخدم مصطلح العملاق الأحمر الفائق أحيانًا لوصف أكثر العمالقة الحمراء الفائقة امتدادًا وعدم استقرارًا، والتي يتراوح نصف قطرها بين 1000 و2000 ضعف نصف قطر الشمس . 

انظر أيضاً

ملحوظات

  1. ↑ يعتبر بعض المؤلفين Cygnus OB2-12 نجمًا متغيرًا ساطعًا بسبب إضاءته الشديدة، على الرغم من أنه لم يُظهر التغير المميز.
  2. ↑ ألمع نجم في مجموعة OB ، العقرب OB1 ، ومرشح لـ LBV . [ 26 ]
  3. ↑ قد يكون بدلاً من ذلك نجمًا من النوع K أو عملاقًا أحمرًا فائقًا. [ 34 ] [ 35 ]
  4. ↑ قد يكون نجمًا أقرب بعد AGB. [ 39 ]
  5. ↑ ربما نجم في المقدمة أو عملاق أحمر في الحقل لا علاقة له بـ Stephenson 2.

مراجع

  1. ↑ جونز، تيري (18 أبريل 2025). "العمالقة الحمراء والصفراء" . المجرات . 13 (2): 43. arXiv : 2507.15962 . Bibcode : 2025Galax..13...43J . doi : 10.3390/galaxies13020043 . ISSN 2075-4434 . 
  2. ↑ دي ياغر، سي. (1998). "العمالقة الصفراء". مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية . 8 (3): 145-180 . Bibcode : 1998A & ARv...8..145D . doi : 10.1007/s001590050009 . S2CID 189936279 . 
  3. ↑Cyril Georgy; Sylvia Ekström; Georges Meynet; Philip Massey; Levesque; Raphael Hirschi; Patrick Eggenberger; André Maeder (2012). "Grids of stellar models with rotation II. WR populations and supernovae/GRB progenitors at Z = 0.014". Astronomy & Astrophysics. 542: A29. arXiv:1203.5243. Bibcode:2012A&A...542A..29G. doi:10.1051/0004-6361/201118340. S2CID 119226014.
  4. ↑Brott, I.; Evans, C. J.; Hunter, I.; De Koter, A.; Langer, N.; Dufton, P. L.; Cantiello, M.; Trundle, C.; Lennon, D. J.; De Mink, S. E.; Yoon, S. -C.; Anders, P. (2011). "Rotating massive main-sequence stars". Astronomy & Astrophysics. 530: A116. arXiv:1102.0766. Bibcode:2011A&A...530A.116B. doi:10.1051/0004-6361/201016114. S2CID 55534197.
  5. ↑Owocki, S. P.; Van Marle, Allard Jan (2007). "Luminous Blue Variables & Mass Loss near the Eddington Limit". Proceedings of the International Astronomical Union. 3: 71–83. arXiv:0801.2519. Bibcode:2008IAUS..250...71O. doi:10.1017/S1743921308020358. S2CID 15032961.
  6. ↑Owocki, S. P.; Gayley, K. G.; Shaviv, N. J. (2004). "A porosity-length formalism for photon-tiring limited mass loss from stars above the Eddington limit". The Astrophysical Journal. 616 (1): 525–541. arXiv:astro-ph/0409573. Bibcode:2004ApJ...616..525O. doi:10.1086/424910. S2CID 2331658.
  7. ↑Smith, N.; Owocki, S. P. (2006). "On the role of continuum driven eruptions in the evolution of very massive stars and population III stars". The Astrophysical Journal. 645 (1): L45–L48. arXiv:astro-ph/0606174. Bibcode:2006ApJ...645L..45S. doi:10.1086/506523. S2CID 15424181.
  8. 1 2 فينك، جيه إس (2012). "إيتا كارينا والمتغيرات الزرقاء اللامعة". إيتا كارينا والمستعرات العظمى الزائفة . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 384. الصفحات 221-247 . arXiv : 0905.3338 . Bibcode : 2012ASSL..384..221V . doi : 10.1007/978-1-4614-2275-4_10 . ISBN   978-1-4614-2274-7. S2CID 17983157 . 
  9. ↑ لانغر، نوربرت؛ هيغر، ألكسندر؛ غارسيا-سيغورا، غييرمو (1998). النجوم الضخمة: تطور البنية الداخلية والمحيطة بالنجم قبل انفجار المستعر الأعظم . مراجعات في علم الفلك الحديث. المجلد 11. ص 57. رمز Bibcode : 1998RvMA...11...57L .  
  10. ↑ ستوثرز، ن.؛ تشين، سي.-و. (1996). "تطور النجوم الضخمة إلى متغيرات زرقاء لامعة ونجوم وولف-رايت لمجموعة من المعادن" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 468 : 842-850 . Bibcode : 1996ApJ...468..842S . doi : 10.1086/177740 .
  11. ↑ دي جاغر، كورنيليس (1998). "العمالقة الصفراء". مجلة علم الفلك والفيزياء الفلكية . 8 (3): 145-180 . Bibcode : 1998A & ARv...8..145D . doi : 10.1007/s001590050009 . S2CID 189936279 . 
  12. ↑ فينك، جوريك س. (2012). "إيتا كارينا والمتغيرات الزرقاء اللامعة". إيتا كارينا والمستعرات العظمى الزائفة . مكتبة الفيزياء الفلكية وعلوم الفضاء. المجلد 384. الصفحات 221-247 . arXiv : 0905.3338 . Bibcode : 2012ASSL..384..221V . CiteSeerX 10.1.1.250.4184 . doi : 10.1007/978-1-4614-2275-4_10 . ISBN    978-1-4614-2274-7. S2CID 17983157 . 
  13. ↑ ستوثرز، آر بي؛ تشين، سي دبليو (2001). "العمالقة الصفراء كنجوم ما بعد العملاق الأحمر غير مستقرة ديناميكيًا" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 560 (2): 934. Bibcode : 2001ApJ...560..934S . doi : 10.1086/322438 . hdl : 2060/20010083764 .
  14. 1 2 نيوفينهايزن، هـ؛ دي ياغر، س (2000). "فحص الفراغ التطوري الأصفر. ثلاثة عمالقة فائقة حرجة تطوريًا: HD 33579، HR 8752 وIRC +10420". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 353 : 163-176 . Bibcode : 2000A & A...353..163N .
  15. ↑ كلارك، جيه إس؛ كاسترو، إن؛ غارسيا، إم؛ هيريرو، إيه؛ نجارو، إف؛ نيغيرويلا، آي؛ ريتشي، بي دبليو؛ سميث، كيه تي (2012). "حول طبيعة المتغيرات الزرقاء اللامعة المرشحة في M 33". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 541 : A146. arXiv : 1202.4409 . Bibcode : 2012A & A...541A.146C . doi : 10.1051/0004-6361/201118440 . S2CID 17900583 . 
  16. ↑ روبيرتو، م.؛ هيربست، ت.م. (1998). "غبار دافئ حول العمالقة الزرقاء: تصوير بالأشعة تحت الحمراء المتوسطة للمتغير الأزرق اللامع HD 168625" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 498 (1): 400-412 . Bibcode : 1998ApJ...498..400R . doi : 10.1086/305519 .
  17. ↑ همفريز، روبرتا م .؛ وايس، كيرستين؛ ديفيدسون، كريس؛ بومانس، دي جيه؛ بورغراف، بيرجيتا (2014). "النجوم اللامعة والمتغيرة في M31 وM33. الجزء الثاني: المتغيرات الزرقاء اللامعة، والمرشحة لتكون متغيرات زرقاء لامعة، ونجوم خط انبعاث Fe II، وغيرها من العمالقة الفائقة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 790 (1): 48. arXiv : 1407.2259 . Bibcode : 2014ApJ...790...48H . doi : 10.1088/0004-637X/790/1/48 . S2CID 119177378 . 
  18. 1 2 غروه، خوسيه؛ مينيه، جورج؛ إكستروم، سيلفيا؛ جورجي، سيريل (2014). "تطور النجوم الضخمة وأطيافها 1. نجم غير دوار كتلته 60 كتلة شمسية من مرحلة التسلسل الرئيسي الصفري إلى مرحلة ما قبل المستعر الأعظم". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 564 : A30. arXiv : 1401.7322 . Bibcode : 2014A & A...564A..30G . doi : 10.1051/0004-6361/201322573 . S2CID 118870118 . 
  19. ↑ غروه، جيه إتش؛ مينيه، جي؛ إكستروم، إس. (2013). "تطور النجوم الضخمة: المتغيرات الزرقاء اللامعة كأسلاف غير متوقعة للمستعرات العظمى". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 550 : L7. arXiv : 1301.1519 . Bibcode : 2013A & A...550L...7G . doi : 10.1051/0004-6361/201220741 . S2CID 119227339 . 
  20. ↑ بيانكي، لوسيانا؛ بوهلين، رالف؛ ماسي، فيليب (2004). "نجوم Ofpe/WN9 في M33". المجلة الفيزيائية الفلكية . 601 (1): 228-241 . arXiv : astro-ph/0310187 . Bibcode : 2004ApJ...601..228B . doi : 10.1086/380485 . S2CID 119371998 . 
  21. ↑ ستيركن، سي.؛ دي غروت، إم.؛ فان جيندرين، إيه إم (1998). "دوريات في تغيرات الضوء للمتغيرات الزرقاء من لومينزوس II. R40 يطور طور S دورادوس". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 333 : 565. Bibcode : 1998A & A...333..565S .
  22. ↑ فان جيندرين، أ.م.؛ ستيركن، س. (1999). "تغيرات الضوء للنجوم الضخمة (متغيرات ألفا سيغني). السابع عشر. عمالقة سحابة ماجلان الكبرى R 74 (متغير أزرق لامع)، R 78، HD 34664 = S 22 (B[e]/متغير أزرق لامع)، R 84 وR 116 (متغير أزرق لامع؟)". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 349 : 537. رمز Bibcode : 1999A & A...349..537V .
  23. 1 2 3 4 5 6 ساموس، إن إن؛ كازاروفيتس، إيف؛ دورليفيتش، أو في؛ كيريفا، NN؛ باستوخوفا، إن (2017). "الكتالوج العام للنجوم المتغيرة: الإصدار GCVS 5.1". تقارير علم الفلك . 61 (1): 80. بيب كود : 2017ARep...61...80S . دوى : 10.1134/S1063772917010085 .
  24. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 15 16 17 18 19 20 Skiff, BA (2014). "كتالوج بيانات VizieR الإلكتروني: كتالوج التصنيفات الطيفية النجمية (Skiff، 2009-2016)". كتالوج بيانات VizieR الإلكتروني: B/Mk. نُشر أصلاً في: مرصد لويل (أكتوبر 2014) . 1 : B/mk. Bibcode : 2014yCat....1.2023S .
  25. ^ مايز أبيلانيز، جيه. نيغيرويلا، آي. (30 يوليو 2024). “Barbá 2: مجموعة نجمية مجرية جديدة غنية بالعملاق”. أرخايف : 2407.20812v2 [ astro-ph.GA ].
  26. 1 2 3 4 5 6 7 8 كلارك، جيه إس؛ نجارو، إف؛ نيغيرويلا، آي؛ ريتشي، بي دبليو؛ أوربانيجا، إم إيه؛ هاوارث، آي دي (2012). "حول طبيعة العمالقة الفائقة من النوع B المبكر في مجرتنا". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 541 : A145. arXiv : 1202.3991 . Bibcode : 2012A & A...541A.145C . doi : 10.1051/0004-6361/201117472 . S2CID 11978733 . 
  27. 1 2 3 4 كاثرين ف. نيوجنت؛ فيليب ماسي؛ برايان سكيف؛ جورج مينيه (أبريل 2012). "العمالقة الصفراء والحمراء في سحابتي ماجلان". المجلة الفيزيائية الفلكية . 749 (2): 177. arXiv : 1202.4225 . Bibcode : 2012ApJ...749..177N . doi : 10.1088/0004-637X/749/2/177 . S2CID 119180846 . 
  28. 1 2 فان جيندرين، أ.م.؛ جونز، أ.؛ ستيركن، س. (2006). "تغيرات الضوء لمتغيرات ألفا سيغني في سحابتي ماجلان". مجلة البيانات الفلكية . 12 : 4. Bibcode : 2006JAD....12....4V .
  29. ↑ وولف، ب.؛ كاوفر، أ.؛ ريفينيوس، ت.؛ ستال، أ.؛ سزيفيرت، ت.؛ توبيسينغ، س.؛ شميد، هـ.م. (2000). "الرصد الطيفي للنجوم الساخنة المضيئة في سحابتي ماجلان". الجوانب الحرارية والتأينية للتدفقات من النجوم الساخنة . 204 : 43. Bibcode : 2000ASPC..204...43W .
  30. ↑ ميروشنيتشينكو، أ.س.؛ تشينتسوف، إ.ل.؛ كلوتشكوفا، ف.ج. (2000). "AS314: عملاق فائق من النوع A مليء بالغبار" (ملف PDF) . سلسلة ملاحق علم الفلك والفيزياء الفلكية . 144 (3): 379. Bibcode : 2000A & AS..144..379M . doi : 10.1051/aas:2000216 .
  31. ↑ ستولوفي، إس آر؛ كوتيرا، أ؛ دونغ، هـ؛ موريس، إم آر؛ وانغ، كيو دي؛ ستولوفي، إس آر؛ لانغ، سي. (2010). "نجوم وولف-رايت المعزولة والعمالقة الفائقة من النوع O في منطقة مركز المجرة تم تحديدها عبر فائض باشن-أ". المجلة الفيزيائية الفلكية . 725 (1): 188-199 . arXiv : 1009.2769 . Bibcode : 2010ApJ...725..188M . doi : 10.1088/0004-637X/725/1/188 . S2CID 20968628 . 
  32. 1 2 كلارك، جيه إس؛ نيغيرويلا، آي؛ كروثر، بي إيه؛ غودوين، إس بي (2005). "حول التجمع النجمي الضخم في عنقود النجوم العملاق ويسترلوند 1". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 434 (3): 949. arXiv : astro-ph/0504342 . Bibcode : 2005A & A...434..949C . doi : 10.1051/0004-6361:20042413 . S2CID 119042919 . 
  33. 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 11 12 13 14 ستيكلاند، دي جيه (1985). "ملاحظات IRAS للعمالقة المجرية الباردة". المرصد . 105 : 229. Bibcode : 1985Obs...105..229S .
  34. ↑ "GCVS Query=AX Sgr" . معهد شتيرنبرغ الفلكي . الفهرس العام للنجوم المتغيرة @ معهد شتيرنبرغ الفلكي، موسكو، روسيا .
  35. ↑ كينان، فيليب سي؛ ماكنيل، ريموند سي (1989). "كتالوج بيركنز لأنواع MK المنقحة للنجوم الأبرد". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 71 : 245. Bibcode : 1989ApJS...71..245K . doi : 10.1086/191373 .
  36. ^ لاجاديك، إي. زيجلسترا، AA؛ أودماجير، أردي؛ فيرهولست، ت.؛ كوكس، NLJ. شزيربا، ر. مكارنيا، د.؛ فان وينكل، هـ. (2011). “قشرة مزدوجة منفصلة حول عملاق ما بعد الأحمر: IRAS 17163-3907، سديم البيض المقلي”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 534 : ل10. أرخايف : 1109.5947 . بيب كود : 2011A & A...534L..10L . دوى : 10.1051/0004-6361/201117521 . S2CID 55754316 . 
  37. ↑ كلارك، جيه إس؛ نيغيرويلا، آي؛ غونزاليس-فرنانديز، سي. (2013). "IRAS 18357-0604 - نظير للعملاق الأصفر المجري IRC +10420؟". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 561 : A15. arXiv : 1311.3956 . Bibcode : 2014A & A...561A..15C . doi : 10.1051/0004-6361/201322772 . S2CID 53372226 . 
  38. ↑ كينان، بي سي؛ بيتس، آر إي (1980). "الأنواع الطيفية المنقحة لـ MK للنجوم من النوع G وK وM". سلسلة ملاحق المجلة الفيزيائية الفلكية . 42 : 541. Bibcode : 1980ApJS...42..541K . doi : 10.1086/190662 .
  39. ↑ جورا، م.؛ فيلوسامي، ت.؛ فيرنر، م.و. (2001). "ماذا بعد بالنسبة للمستعر الأعظم المحتمل HD 179821؟". المجلة الفيزيائية الفلكية . 556 (1): 408. arXiv : astro-ph/0103282 . Bibcode : 2001ApJ...556..408J . doi : 10.1086/321553 . S2CID 18053762 . 
  40. ^ بريتافسكي، NE؛ بونانوس، أريزونا؛ هيريرو، أ. سيرفينيو، م. غارسيا ألفاريز، د.؛ بوير، مل . ماسيرون، T .؛ مهنر، أ.؛ ماكوين، KBW (2019). “المعلمات الفيزيائية للعمالقة الحمراء الفائقة في المجرات القزمة غير المنتظمة في المجموعة المحلية”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 631 : ج95. أرخايف : 1909.13378 . بيب كود : 2019A & A...631A..95B . دوى : 10.1051/0004-6361/201935212 . S2CID 203593402 . 
  41. 1 2 3 4 5 6 7 جونز، تيري (2025). "العمالقة الحمراء والصفراء" . المجرات . 13 (2): 43. arXiv : 2507.15962 . Bibcode : 2025Galax..13...43J . doi : 10.3390/galaxies13020043 .
  42. ↑ شينوي، دينش؛ همفريز، روبرتا م.؛ جونز، تيري ج.؛ مارينغو، ماسيمو؛ غيرز، روبرت د.؛ هيلتون، ل. أندرو؛ هوفمان، ويليام ف.؛ سكيمر، أندرو ج.؛ هينز، فيليب م. (2016). "البحث عن الغبار البارد في نطاق الأشعة تحت الحمراء المتوسطة إلى البعيدة: تاريخ فقدان الكتلة للعمالقة الفائقة μ Cep وVY CMa وIRC+10420 وρ Cas" . المجلة الفلكية . 151 (3): 51. arXiv : 1512.01529 . Bibcode : 2016AJ....151...51S . doi : 10.3847/0004-6256/151/3/51 .
  43. 1 2 3 Zhang, B.; Reid, MJ; Menten, KM; Zheng, XW; Brunthaler, A. (2012). "المسافة وحجم العملاق الأحمر NML Cygni من قياسات VLBA وVLA الفلكية". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 544 : A42. arXiv : 1207.1850 . Bibcode : 2012A & A...544A..42Z . doi : 10.1051/0004-6361/201219587 . S2CID 55509287 . 
  44. ^ ديفيز، ب. فيجر، مدافع؛ كودريتسكي، RP. ماكينتي، J .؛ ناجارو، ف. هيريرو، أ. (2007). “مجموعة ضخمة من العمالقة الحمراء الفائقة في قاعدة ذراع Scutum-Crux”. مجلة الفيزياء الفلكية . 671 (1): 781– 801. أرخايف : 0708.0821 . بيب كود : 2007ApJ...671..781D . دوى : 10.1086/522224 . S2CID 1447781 . 
  45. ↑ تابيرنيرو، إتش إم؛ دوردا، آر؛ نيغيرويلا، آي؛ مارفيل، إي. (فبراير 2021). "طبيعة VX Sagitarii: هل هو نجم TŻO، أم نجم عملاق أحمر، أم نجم AGB عالي الكتلة؟". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 646 : 13. arXiv : 2011.09184 . Bibcode : 2021A & A...646A..98T . doi : 10.1051/0004-6361/202039236 .
  46. ↑ كينان، فيليب سي. (1942-05-01). "لمعان المتغيرات من النوع M ذات المدى الصغير". المجلة الفيزيائية الفلكية . 95 : 461. Bibcode : 1942ApJ....95..461K . doi : 10.1086/144418 . ISSN 0004-637X . 
  47. ↑ شو، شوانغجينغ؛ تشانغ، بو؛ ريد، مارك جيه؛ مينتين، كارل إم؛ تشنغ، شينغوو؛ وانغ، غوانغلي (2018). "منظر العملاق الأحمر VX Sgr مع معايرة دقيقة لتأخير التروبوسفير" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 859 (1): 14. arXiv : 1804.00894 . Bibcode : 2018ApJ...859...14X . doi : 10.3847/1538-4357/aabba6 . S2CID 55572194 . 
  48. ↑ تشانغ، ب.؛ ريد، م. ج.؛ مينتين، ك. م.؛ تشنغ، ش. و. (يناير 2012). "المسافة والحركة للعملاق الأحمر الفائق VY CMa: القياسات الفلكية باستخدام VLBA وVLA". المجلة الفيزيائية الفلكية . 744 (1): 23. arXiv : 1109.3036 . Bibcode : 2012ApJ...744...23Z . doi : 10.1088/0004-637X/744/1/23 . S2CID 121202336 . 
  49. ^ ألكوليا، ج.؛ بوجاربال، V.؛ بلانيساس، ب. تيسيير، د.؛ سيرنيشارو، J .؛ دي بيك، E.؛ ديسين، L.؛ دومينيك، C.؛ جوستانونت، ك. (2013/10/09). “ملاحظات HIFISTARS Herschel / HIFI لـ VY Canis Majoris”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 559 : ج93. أرخايف : 1310.2400v1 . دوى : 10.1051/0004-6361/201321683 .
  50. ↑ "هابل يرصد عنقودًا نجميًا عملاقًا" . 6 مارس 2017.
  51. ↑ "موطن لعملاق فائق" . 6 مارس 2017.
  52. ↑ ليفيسك، إي إم؛ ماسي، ب؛ بليز، ب؛ أولسن، كيه إيه جي (2009). "الخصائص الفيزيائية للعملاق الأحمر WOH G64: أكبر نجم معروف؟". المجلة الفلكية . 137 (6): 4744. arXiv : 0903.2260 . Bibcode : 2009AJ....137.4744L . doi : 10.1088/0004-6256/137/6/4744 . S2CID 18074349 . 
  53. ↑ جونز، أوليفيا؛ وودز، بول؛ كيمبر، فرانزيسكا؛ كرامر، إيلينا؛ سلون، جي.؛ سرينيفاسان، سيفاكريشنان؛ أوليفيرا، جوانا؛ فان لون، جاكو؛ بوير، مارثا؛ سارجنت، بنجامين؛ ماكدونالد، آي.؛ ميكسنر، مارغريت؛ زيلسترا، أ.؛ روفيل، بول؛ لاغاديك، إريك؛ باولي، تايلر (7 مايو 2017). "برنامج SAGE-Spec Spitzer Legacy: دورة حياة الغبار والغاز في سحابة ماجلان الكبرى. تصنيف المصادر النقطية - الجزء الثالث" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 470 (3): 3250-3282 . arXiv : 1705.02709 . doi : 10.1093/mnras/stx1101 . تم الاطلاع عليه بتاريخ 23 يونيو 2022 .