عملاق أحمر

📅 آخر تحديث: ١٨ يوليو ٢٠٢٦
✍️ نُشر في: ١٨ يوليو ٢٠٢٦
📷 يحتوي على 5 صور
الموسوعة الحرة

العملاق الأحمر نجم عملاق لامع ذو كتلة منخفضة أو متوسطة (تتراوح كتلته تقريبًا بين 0.3 و8 كتل شمسية ) في مرحلة متأخرة من تطوره النجمي . يتميز غلافه الجوي الخارجي بالتضخم والرقة، مما يجعل نصف قطره كبيرًا ودرجة حرارة سطحه حوالي 5000 كلفن (4700 درجة مئوية؛ 8500 درجة فهرنهايت) أو أقل. يتراوح لون العملاق الأحمر من الأبيض المصفر إلى البرتقالي المحمر، ويشمل النوعين الطيفيين K وM، وأحيانًا G، بالإضافة إلى نجوم الفئة S ومعظم النجوم الكربونية .   

تختلف النجوم العملاقة الحمراء في طريقة توليدها للطاقة:

العديد من النجوم الساطعة المعروفة هي عمالقة حمراء لأنها شديدة اللمعان وشائعة نسبياً. يقع نجم أركتوروس، وهو نجم من فئة K0 RGB، على بُعد 36 سنة ضوئية ، بينما يُعدّ جاكروكس أقرب عملاق من فئة M، إذ يقع على بُعد 88 سنة ضوئية.

عادةً ما ينتج العملاق الأحمر سديمًا كوكبيًا ويصبح قزمًا أبيض في نهاية حياته.

صفات

راجع النص المجاور وقسم "الشمس كعملاق أحمر"
رسم توضيحي يقارن بين بنية الشمس (يسارًا) ومستقبلها المحتمل كعملاق أحمر (يمينًا؛ ليس وفقًا للمقياس). يوضح الشكل المُدرج في أسفل اليمين مقارنة الحجم.

العملاق الأحمر هو نجم استنفد مخزون الهيدروجين في نواته، وبدأ الاندماج النووي الحراري للهيدروجين في غلاف يحيط بالنواة. يبلغ نصف قطره عشرات إلى مئات المرات أكبر من نصف قطر الشمس . ومع ذلك، فإن غلافه الخارجي أقل حرارة، مما يمنحه لونًا برتقاليًا مصفرًا. على الرغم من انخفاض كثافة الطاقة في غلافه، فإن العمالقة الحمراء أكثر إضاءة من الشمس بأضعاف كثيرة بسبب حجمها الهائل. تصل إضاءة نجوم فرع العملاق الأحمر إلى ما يقرب من ثلاثة آلاف ضعف إضاءة الشمس ( L☉ )؛ أما النجوم من النوع الطيفي K أو M ، فتبلغ درجة حرارة سطحها...3000-4000 كلفن  (مقارنة بدرجة حرارة الغلاف الضوئي للشمس التي تبلغ حوالي تصل درجة حرارة النجوم على الفرع الأفقي إلى 6000 كلفن ، ويبلغ نصف قطرها حوالي 200 ضعف نصف قطر الشمس . أما النجوم على الفرع الأفقي فهي أكثر سخونة، وتتراوح إضاءتها ضمن نطاق ضيق حول 75 ضعف نصف قطر الشمس . وتتراوح إضاءة نجوم الفرع العملاق المقارب من إضاءة مماثلة لإضاءة النجوم الأكثر سطوعًا على الفرع العملاق الأحمر، إلى إضاءة أعلى بعدة مرات في نهاية مرحلة النبض الحراري. 

من بين نجوم فرع العملاق المقارب، توجد النجوم الكربونية من النوع CN والنوع CR المتأخر، والتي تتكون عندما يُنقل الكربون وعناصر أخرى إلى السطح في عملية تُعرف باسم " التجريف" . [ 4 ] يحدث التجريف الأول أثناء احتراق غلاف الهيدروجين على فرع العملاق الأحمر، ولكنه لا يُنتج وفرة كبيرة من الكربون على السطح. أما التجريف الثاني، وأحيانًا الثالث، فيحدث أثناء احتراق غلاف الهيليوم على فرع العملاق المقارب، وينقل الكربون إلى السطح في النجوم ذات الكتلة الكافية.

لا يتميز الطرف النجمي للعملاق الأحمر بحدود واضحة، على عكس ما يُصوَّر في العديد من الرسوم التوضيحية. بل إن هذه النجوم، نظرًا لانخفاض كثافة كتلتها في الغلاف، تفتقر إلى غلاف ضوئي محدد المعالم ، ويتحول جسم النجم تدريجيًا إلى ما يُسمى " الهالة ". [ 5 ] تتميز أبرد العمالقة الحمراء بأطياف معقدة، تتضمن خطوطًا جزيئية ، وخصائص انبعاث، وأحيانًا ليزرات ، خاصةً من نجوم فرع العملاق المقارب النابضة حراريًا. [ 6 ] كما قدمت الملاحظات أدلة على وجود غلاف لوني ساخن فوق الغلاف الضوئي للعمالقة الحمراء، [ 7 ] [ 8 ] [ 9 ] حيث يتطلب التحقيق في آليات تسخين الغلاف اللوني لتكوينه إجراء محاكاة ثلاثية الأبعاد للعمالقة الحمراء. [ 10 ]

ومن السمات البارزة الأخرى للعمالقة الحمر أنه على عكس النجوم الشبيهة بالشمس التي تحتوي أغلفة فوتوسفيرها على عدد كبير من خلايا الحمل الحراري الصغيرة ( الحبيبات الشمسية )، فإن أغلفة فوتوسفير العمالقة الحمر، وكذلك أغلفة فوتوسفير العمالقة الحمر الفائقة ، تحتوي على عدد قليل فقط من الخلايا الكبيرة، والتي تتسبب خصائصها في اختلافات السطوع الشائعة في كلا النوعين من النجوم. [ 11 ]

تطور

راجع النص
تُظهر هذه الصورة دورة حياة نجم شبيه بالشمس ، بدءًا من ولادته على الجانب الأيسر من الإطار وحتى تطوره إلى عملاق أحمر على اليمين بعد مليارات السنين.

تتطور العمالقة الحمراء من نجوم التسلسل الرئيسي التي تتراوح كتلتها بين 0.3 كتلة شمسية و 8 كتل شمسية تقريبًا . [ 12 ] عندما يتشكل النجم في البداية من سحابة جزيئية منهارة في الوسط بين النجوم ، فإنه يحتوي بشكل أساسي على الهيدروجين والهيليوم، مع كميات ضئيلة من " المعادن " (في الفيزياء الفلكية، يشير هذا إلى جميع العناصر الأخرى غير الهيدروجين والهيليوم). وتختلط هذه العناصر بشكل متجانس في جميع أنحاء النجم. يدخل النجم التسلسل الرئيسي عندما تصل درجة حرارة نواته (عدة ملايين كلفن ) إلى مستوى يسمح له ببدء اندماج الهيدروجين-1 (النظير السائد)، ويصل إلى حالة التوازن الهيدروستاتيكي . (في الفيزياء الفلكية، يُشار غالبًا إلى الاندماج النجمي باسم "الاحتراق"، ويُطلق على اندماج الهيدروجين أحيانًا اسم " احتراق الهيدروجين "). خلال فترة وجوده في التسلسل الرئيسي، يدمج النجم ببطء الهيدروجين الموجود في نواته ليتحول إلى هيليوم. ينتهي عمر النجم في مرحلة التسلسل الرئيسي عندما يندمج معظم الهيدروجين الموجود في نواته. بالنسبة للشمس، يبلغ عمر النجم في مرحلة التسلسل الرئيسي حوالي 10 مليارات سنة. تحرق النجوم ذات الكتلة الأكبر وقودها بسرعة أكبر بكثير، وبالتالي يكون عمرها أقصر من النجوم ذات الكتلة الأقل. [ 13 ]   

عندما يستنفد النجم معظم وقود الهيدروجين في نواته، ينخفض ​​معدل التفاعلات النووية فيها، وبالتالي ينخفض ​​الإشعاع والضغط الحراري الناتج عنها، وهما ما يدعمان النجم ضد الانكماش بفعل الجاذبية . ينكمش النجم أكثر، مما يزيد الضغط وبالتالي درجة الحرارة داخله (كما ينص قانون الغاز المثالي ). في النهاية، تصل طبقة "غلاف" حول النواة إلى درجات حرارة كافية لدمج الهيدروجين، وبالتالي توليد إشعاعها وضغطها الحراري، مما "يعيد نفخ" الطبقات الخارجية للنجم ويؤدي إلى تمددها. [ 14 ] ينتج عن غلاف احتراق الهيدروجين حالة تُعرف بمبدأ المرآة : عندما تنكمش النواة داخل الغلاف، يجب أن تتمدد طبقات النجم خارجه. العمليات الفيزيائية التفصيلية التي تُسبب ذلك معقدة. ومع ذلك، فإن هذا السلوك ضروري لتحقيق مبدأ حفظ الطاقة الحرارية والجاذبية في آنٍ واحد في نجم ذي بنية غلافية. ينكمش لبّ النجم ويرتفع حرارته نتيجةً لنقص الاندماج النووي، فتتمدد طبقاته الخارجية بشكل كبير، ممتصةً معظم الطاقة الزائدة الناتجة عن اندماج الغلاف. تُعرف هذه العملية من التبريد والتمدد بمرحلة ما قبل العملاق . عندما يبرد غلاف النجم بدرجة كافية، يصبح حاملاً حرارياً ، ويتوقف النجم عن التمدد، ويبدأ لمعانه بالازدياد، ويصعد النجم في فرع العملاق الأحمر من مخطط هرتزبرونغ-راسل (H-R) . [ 13 ] [ 15 ]

صورة التقطها تلسكوب فضائي للنجم ميرا أ، مُلتقطة من الأرض. تُضاء سحابة من الغاز والغبار بضوء أبيض مُركّز في مركز الصورة؛ وتظهر بعض اللمحات الزرقاء والصفراء بالقرب من المركز. تحجب السحب الرؤية المباشرة للنجم، وتُضاء من الأمام والخلف بضوئه تبعًا لاتجاهاتها، وتبرز بعض السحب الداكنة الكثيفة بين النجم والمشاهد بسبب حجبها الجزئي لضوء النجم. تُظلم الصورة بسرعة باتجاه حوافها مع امتصاص السحب للضوء وتشتيته، فتصبح أولًا باهتة ومائلة للحمرة، ثم تُصبح سوداء تمامًا تقريبًا عند الاقتراب من الحواف.
ميرا أ نجم قديم، بدأ بالفعل في التخلص من طبقاته الخارجية في الفضاء

يعتمد المسار التطوري الذي يسلكه النجم أثناء تحركه على فرع العملاق الأحمر على كتلته. بالنسبة للشمس والنجوم التي تقل كتلتها عن 2 كتلة شمسية تقريبًا [ 16 ]، يصبح لب النجم كثيفًا بما يكفي ليمنعه ضغط انحلال الإلكترونات من الانهيار أكثر. وبمجرد انحلال اللب ، يستمر في التسخين حتى يصل إلى درجة حرارة تقارب 1 × 10⁸ كلفن  ، وهي درجة حرارة كافية لبدء اندماج الهيليوم إلى كربون عبر عملية ألفا الثلاثية . بمجرد أن تصل النواة المتدهورة إلى هذه الدرجة، ستبدأ النواة بأكملها في اندماج الهيليوم بشكل شبه متزامن فيما يُعرف بـ" وميض الهيليوم" . في النجوم الأكثر كتلة، ستصل النواة المنهارة إلى هذه الدرجات قبل أن تصبح كثيفة بما يكفي لتصبح متدهورة، لذا سيبدأ اندماج الهيليوم بسلاسة أكبر، ولن ينتج عنه وميض هيليوم. [ 13 ] تُسمى مرحلة اندماج الهيليوم في نواة النجم بالفرع الأفقي في النجوم الفقيرة بالمعادن ، وذلك لأن هذه النجوم تقع على خط أفقي تقريبًا في مخطط هرتزبرونغ-راسل للعديد من التجمعات النجمية. أما النجوم الغنية بالمعادن التي تندمج فيها ذرات الهيليوم، فتقع على ما يُسمى بالتكتل الأحمر في مخطط هرتزبرونغ-راسل. [ 17 ]

تحدث عملية مماثلة عندما ينفد الهيليوم الموجود في لبّ النجم، فينهار النجم مرة أخرى، مما يؤدي إلى بدء اندماج الهيليوم الموجود في غلاف خارجي. في الوقت نفسه، قد يبدأ الهيدروجين بالاندماج في غلاف يقع خارج غلاف الهيليوم المحترق مباشرةً. هذا يضع النجم على فرع العملاق المقارب ، وهي مرحلة ثانية من مراحل العملاق الأحمر. [ 18 ] ينتج عن اندماج الهيليوم تراكم لبّ من الكربون والأكسجين. النجم الذي تقل كتلته عن 8 أضعاف كتلة الشمس تقريبًا لن يبدأ أبدًا بالاندماج في لبّه المتدهور من الكربون والأكسجين. [ 16 ] بدلًا من ذلك، في نهاية مرحلة فرع العملاق المقارب، سيقذف النجم طبقاته الخارجية، مُشكِّلًا سديمًا كوكبيًا مع انكشاف لبّ النجم، ليصبح في النهاية قزمًا أبيض . إن قذف الكتلة الخارجية وتكوين السديم الكوكبي يُنهيان أخيرًا مرحلة العملاق الأحمر من تطور النجم. [ 13 ] عادةً ما تستمر مرحلة العملاق الأحمر حوالي مليار سنة فقط لنجم ذي كتلة شمسية، ويقضي معظمها على فرع العملاق الأحمر. أما مرحلتا الفرع الأفقي وفرع العملاق المقارب فتمران أسرع بعشرات المرات. 

إذا كانت كتلة النجم تتراوح بين 0.2 و 0.5 كتلة شمسية ، [ 16 ] فإن الأقزام الحمراء التي تسبق القدر الظاهري M5V تكون ذات كتلة كافية لتصبح عملاقًا أحمر، ولكنها لا تملك كتلة كافية لبدء اندماج الهيليوم. [ 12 ] تبرد هذه النجوم "المتوسطة" قليلًا وتزداد لمعانها، لكنها لا تصل أبدًا إلى ذروة فرع العملاق الأحمر ولا إلى وميض نواة الهيليوم. وعندما ينتهي صعود فرع العملاق الأحمر، فإنها تنفث طبقاتها الخارجية كما تفعل النجوم التي تلي مرحلة العملاق المقارب، ثم تصبح قزمًا أبيض. 

النجوم التي لا تتحول إلى عمالقة حمراء

النجوم ذات الكتلة المنخفضة جدًا تكون ذات حمل حراري كامل [ 19 ] [ 20 ] ، وقد تستمر في دمج الهيدروجين إلى هيليوم لمدة تصل إلى تريليون سنة [ 21 ] حتى يصبح الهيدروجين جزءًا صغيرًا فقط من النجم. يزداد اللمعان ودرجة الحرارة باطراد خلال هذه الفترة، تمامًا كما هو الحال في نجوم التسلسل الرئيسي الأكثر كتلة، ولكن طول المدة يعني أن درجة الحرارة ترتفع في النهاية بنحو 50%، واللمعان بنحو 10 أضعاف. في النهاية، يرتفع مستوى الهيليوم إلى النقطة التي يتوقف عندها النجم عن كونه ذا حمل حراري كامل، ويُستهلك الهيدروجين المتبقي المحبوس في النواة في غضون بضعة مليارات من السنين فقط. اعتمادًا على الكتلة، تستمر درجة الحرارة واللمعان في الارتفاع لفترة من الزمن أثناء احتراق غلاف الهيدروجين، ويمكن أن يصبح النجم أكثر سخونة من الشمس وأكثر لمعانًا بعشرات المرات مما كان عليه عند تكوينه، على الرغم من أنه لا يزال أقل لمعانًا من الشمس. بعد بضعة مليارات أخرى من السنين، تبدأ هذه النجوم في أن تصبح أقل لمعانًا وأكثر برودة على الرغم من استمرار احتراق غلاف الهيدروجين. تتحول هذه إلى أقزام بيضاء باردة من الهيليوم. [ 12 ]

تتطور النجوم ذات الكتلة العالية جدًا إلى عمالقة فائقة ، متتبعةً مسارًا تطوريًا ينقلها ذهابًا وإيابًا أفقيًا على مخطط هيرتزبرونغ-راسل، لتشكل في الطرف الأيمن عمالقة فائقة حمراء . وعادةً ما تنتهي هذه النجوم حياتها كمستعر أعظم من النوع الثاني . ويمكن لأضخم النجوم أن تصبح نجوم وولف-رايت دون أن تتحول إلى عمالقة أو عمالقة فائقة على الإطلاق. [ 22 ] [ 23 ]

الكواكب

احتمالات السكن

على الرغم من أنه يُقترح تقليديًا أن تطور نجم إلى عملاق أحمر سيجعل نظامه الكوكبي ، إن وُجد، غير صالح للسكن، إلا أن بعض الأبحاث تشير إلى أنه خلال تطور نجم كتلته 1 كتلة شمسية على طول فرع العملاق الأحمر، يمكن أن يحتوي على منطقة صالحة للسكن لعدة مليارات من السنين على بُعد وحدتين فلكيتين (AU) وصولًا إلى حوالي 100 مليون سنة. على بُعد 9  وحدات فلكية ، مما قد يمنح وقتًا كافيًا لتطور الحياة على كوكب مناسب. بعد مرحلة العملاق الأحمر، ستكون هناك منطقة صالحة للسكن بين هذا النجم و7 و22  وحدة فلكية لمدة مليار سنة إضافية. [ 24 ] وقد حسّنت دراسات لاحقة هذا السيناريو، موضحةً كيف أن المنطقة الصالحة للسكن لنجم كتلته 1 كتلة شمسية تستمر من 100 مليون سنة لكوكب يدور في مدار مشابه لمدار المريخ ، إلى 210 ملايين سنة لكوكب يدور على مسافة زحل من الشمس ، بينما تصل المدة القصوى (370 مليون سنة) للكواكب التي تدور على مسافة المشتري . مع ذلك، فإن الكواكب التي تدور حول نجم كتلته 0.5 كتلة شمسية في مدارات مكافئة لمدارات المشتري وزحل ستبقى في المنطقة الصالحة للسكن لمدة 5.8 مليار سنة و2.1 مليار سنة على التوالي؛ أما بالنسبة للنجوم الأكبر كتلة من الشمس، فإن هذه المدة أقصر بكثير. [ 25 ]  

تضخم الكواكب

بحلول عام 2023، تم اكتشاف مئات الكواكب العملاقة حول النجوم العملاقة. [ 26 ] ومع ذلك، فإن هذه الكواكب العملاقة أضخم من تلك الموجودة حول النجوم الشبيهة بالشمس. قد يعود ذلك إلى أن النجوم العملاقة أضخم من الشمس (فالنجوم الأقل ضخامة لا تزال على التسلسل الرئيسي ولم تتحول إلى نجوم عملاقة بعد)، ومن المتوقع أن يكون للنجوم الأكثر ضخامة كواكب أضخم. مع ذلك، لا تتناسب كتل الكواكب المكتشفة حول النجوم العملاقة مع كتل النجوم نفسها؛ لذا، قد تكون كتلة الكواكب في ازدياد خلال مرحلة العملاق الأحمر للنجوم. قد يكون ازدياد كتلة الكواكب جزئيًا بسبب التراكم الناتج عن الرياح النجمية، على الرغم من أن التأثير الأكبر يكمن في فيضان فص روش الذي يتسبب في انتقال الكتلة من النجم إلى الكوكب عندما يتمدد النجم العملاق إلى مسافة مدارية قريبة من الكوكب. [ 27 ] (يُعتقد أن عملية مماثلة في الأنظمة النجمية المتعددة هي سبب معظم المستعرات العظمى والمستعرات العظمى من النوع Ia ).

أمثلة

العديد من النجوم الساطعة المعروفة هي عمالقة حمراء، نظرًا لإضاءتها القوية وكثرة وجودها نسبيًا. يُعدّ النجم المتغير من نوع جاكروكس، وهو نجم عملاق من الفئة M، أقرب نجم عملاق من الفئة M، إذ يبعد 88 سنة ضوئية. [ 28 ] أما النجم أركتوروس، وهو نجم عملاق أحمر من الفئة K1.5، فيبعد 36 سنة ضوئية. [ 29 ]

فرع العملاق الأحمر

عمالقة الكتل الحمراء

الفرع العملاق التقاربي

الشمس كعملاق أحمر

ستخرج الشمس من التسلسل الرئيسي بعد حوالي 5 مليارات سنة وتبدأ بالتحول إلى عملاق أحمر. [ 32 ] [ 33 ] وبصفتها عملاقًا أحمر، ستنمو الشمس لتصبح ضخمة جدًا (أكثر من 200 ضعف نصف قطرها الحالي : ~ 256 R ☉ ؛ ~ (1.2 وحدة فلكية  ) أنه سيبتلع عطارد والزهرة ، وربما الأرض أيضًا. سيفقد 38% من كتلته أثناء نموه، ثم سينكمش حجمه ليشكل قزمًا أبيض . [ 34 ]

مراجع

  1. ↑ بيدينغ، تي آر؛ موسر، بي؛ هوبر، دي؛ مونتالبان، جيه؛ بيك، بي؛ كريستنسن-دالسغارد، جيه؛ إلسورث، واي؛ غارسيا، آر إيه؛ ميغليو، إيه؛ ستيلو، دي (2011). "أنماط الجاذبية كوسيلة للتمييز بين النجوم العملاقة الحمراء التي تحرق الهيدروجين وتلك التي تحرق الهيليوم". مجلة نيتشر . 471 (7340): 608-611 . arXiv : 1103.5805 . Bibcode : 2011Natur.471..608B . doi : 10.1038/nature09935 . PMID 21455175 . 
  2. ↑ سبرويت، إتش سي (2015). "نمو النوى المحترقة بالهيليوم". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 582 : L2. arXiv : 1509.00659 . Bibcode : 2015A & A...582L...2S . doi : 10.1051/0004-6361/201527171 .
  3. ↑ هيرويغ، ف. (2005). "تطور نجوم الفرع العملاق المقارب". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 43 (1): 435-479 . Bibcode : 2005ARA & A..43..435H . doi : 10.1146/annurev.astro.43.072103.150600 .
  4. ↑ بوثرويد، أ. آي.؛ ساكمان، إ. -ج. (1999). "نظائر الكربون والنيتروجين والأكسجين: الدوران العميق في العمالقة الحمراء والاستكشاف الأول والثاني". المجلة الفيزيائية الفلكية . 510 (1): 232-250 . arXiv : astro-ph/9512121 . Bibcode : 1999ApJ...510..232B . doi : 10.1086/306546 . S2CID 561413 . 
  5. ↑ سوزوكي، تاكيرو ك. (2007). "رياح العمالقة الحمراء ذات البنية المحددة مع فقاعات ساخنة ممغنطة وخط الفصل بين الإكليل الشمسي والرياح الباردة". المجلة الفيزيائية الفلكية . 659 (2): 1592-1610 . arXiv : astro-ph/0608195 . Bibcode : 2007ApJ...659.1592S . doi : 10.1086/512600 . S2CID 13957448 . 
  6. ↑ هابينغ، هارم ج.؛ أولوفسون، هانز (2003). "نجوم فرع العملاق المقارب". نجوم فرع العملاق المقارب . Bibcode : 2003agbs.conf.....H .
  7. ↑ دويتش، أ. ج. (1970). "النشاط الكروموسفيري في العمالقة الحمر، والظواهر ذات الصلة". الأطياف النجمية فوق البنفسجية والملاحظات الأرضية ذات الصلة . المجلد 36. الصفحات 199-208 . Bibcode : 1970IAUS...36..199D . doi : 10.1007/978-94-010-3293-3_33 . ISBN   978-94-010-3295-7.
  8. ^ فليمنجز، ووتر؛ خوري، ثيو؛ أوجورمان، إيمون؛ دي بيك، إلفير؛ همفريز، إليزابيث. لانخار، ولد؛ ميركر، ماتياس. أولوفسون، هانز؛ رامستيدت، صوفيا؛ تافويا، دانيال؛ تاكيجاوا ، آكي (ديسمبر 2017). “الجو الساخن للصدمة لنجم فرعي عملاق مقارب تم حله بواسطة ALMA”. علم الفلك الطبيعة . 1 (12): 848– 853. أرخايف : 1711.01153 . بيب كود : 2017NatAs...1..848V . دوى : 10.1038/s41550-017-0288-9 . ردمك 2397-3366 . S2CID 119393687 .  
  9. ↑ أوغورمان، إي.؛ هاربر، جي إم؛ أوناكا، ك.؛ فيني-يوهانسون، أ.؛ ويلكنيت-براون، ك.؛ براون، أ.؛ غينان، إي إف؛ ليم، ج.؛ ريتشاردز، إيه إم إس؛ رايد، ن.؛ فليمنغز، دبليو إتش تي (يونيو 2020). "يكشف مرصد ألما ومصفوفة التلسكوبات الكبيرة جدًا عن الغلاف اللوني الفاتر للنجمين العملاقين الأحمرين القريبين أنتاريس وبيتيلجوز". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 638 : A65. arXiv : 2006.08023 . Bibcode : 2020A & A...638A..65O . doi : 10.1051/0004-6361/202037756 . ISSN 0004-6361 . S2CID 219484950 .  
  10. ↑ ويدماير، سفين؛ كوتشينسكاس، أروناس؛ كليفاس، جوناس؛ لودفيج، هانز-غونتر (1 أكتوبر 2017). "نماذج ثلاثية الأبعاد لديناميكيات الغلاف الجوي لنجوم العملاق الأحمر باستخدام CO5BOLD - الجزء السادس: أول نموذج للغلاف اللوني لنجم عملاق من النوع المتأخر". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 606 : A26. arXiv : 1705.09641 . Bibcode : 2017A & A...606A..26W . doi : 10.1051/0004-6361/201730405 . ISSN 0004-6361 . S2CID 119510487 .  
  11. ↑ شوارتزشيلد، مارتن (1975). "حول نطاق الحمل الحراري في الغلاف الضوئي للعمالقة الحمر والعمالقة الفائقة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 195 : 137-144 . Bibcode : 1975ApJ...195..137S . doi : 10.1086/153313 .
  12. 1 2 3 لافلين، ج.؛ بودينهايمر، ب.؛ آدامز، ف.س. (1997). "نهاية التسلسل الرئيسي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 482 (1): 420-432 . Bibcode : 1997ApJ...482..420L . doi : 10.1086/304125 .
  13. 1 2 3 4 زيليك، مايكل أ.؛ غريغوري، ستيفان أ. (1998). مدخل إلى علم الفلك والفيزياء الفلكية (الطبعة الرابعة ). دار نشر ساوندرز كوليدج. الصفحات 321-322 . ISBN   0-03-006228-4.
  14. ↑ "النجوم" . مديرية المهام العلمية التابعة لوكالة ناسا . 16 مارس 2012. تم الاطلاع عليه بتاريخ 29 أغسطس 2023 .
  15. ^ تياجو إل كامبانتي. نونو سي سانتوس؛ ماريو جي بي إف جي مونتيرو (3 نوفمبر 2017). علم الفلك والكواكب الخارجية: الاستماع إلى النجوم والبحث عن عوالم جديدة: مدرسة جزر الأزور الدولية الرابعة المتقدمة في علوم الفضاء . سبرينغر. ص 99-. رقم ISBN  978-3-319-59315-9.
  16. 1 2 3 فاجوتو، ف.؛ بريسان، أ.؛ بيرتيلي، ج.؛ كيوسي، س. (1994). "التسلسلات التطورية للنماذج النجمية ذات الامتصاص الإشعاعي الجديد. الجزء الرابع: Z=0.004 وZ=0.008". سلسلة ملاحق علم الفلك والفيزياء الفلكية . 105 : 29. رمز Bibcode : 1994A & AS..105...29F .
  17. ↑ ألفيس، ديفيد ر.؛ سراجيديني، عطا (1999). "لمعان فرع العملاق الأحمر، وفرع العملاق المقارب، والتكتل الأحمر للفرع الأفقي، تبعًا للعمر". المجلة الفيزيائية الفلكية . 511 (1): 225-234 . arXiv : astro-ph/9808253 . Bibcode : 1999ApJ...511..225A . doi : 10.1086/306655 . S2CID 18834541 . 
  18. ↑ ساكمان، آي. -ج.؛ بوثرويد، إيه. آي.؛ كرامر، كيه. إي. (1993). "شمسنا. الجزء الثالث: الحاضر والمستقبل" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 418 : 457. Bibcode : 1993ApJ...418..457S . doi : 10.1086/173407 .
  19. ↑ راينرز، أنسغار؛ باسري، جيبور (2009). "حول الطوبولوجيا المغناطيسية للنجوم الحملية جزئيًا وكليًا". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 496 (3): 787. arXiv : 0901.1659 . Bibcode : 2009A & A...496..787R . doi : 10.1051/0004-6361:200811450 . S2CID 15159121 . 
  20. ↑ برينرد، جيروم جيمس (16 فبراير 2005). "نجوم التسلسل الرئيسي" . النجوم . مجلة مراقب الفيزياء الفلكية. مؤرشف من الأصل في 6 ديسمبر 2006. تم الاطلاع عليه في 29 ديسمبر 2006 .
  21. ↑ ريتشموند، مايكل. "المراحل المتأخرة من تطور النجوم منخفضة الكتلة" . تم الاطلاع عليه بتاريخ 29 ديسمبر 2006 .
  22. ↑ كروثر، ب. أ. (2007). "الخصائص الفيزيائية لنجوم وولف-رايت". المراجعة السنوية لعلم الفلك والفيزياء الفلكية . 45 (1): 177-219 . arXiv : astro-ph/0610356 . Bibcode : 2007ARA & A..45..177C . doi : 10.1146/annurev.astro.45.051806.110615 . S2CID 1076292 . 
  23. ^ جورج مينيت. سيريل جورجي؛ رافائيل هيرشي؛ أندريه ميدر؛ وآخرون . (12-16 يوليو 2010). جي راو؛ م. دي بيكر؛ ي.نازيه؛ ج.-م. فرو؛ وآخرون . (محرران). “العمالقة الحمراء الخارقة والمتغيرات الزرقاء المضيئة ونجوم وولف رايت: منظور النجم الضخم الوحيد”. Société Royale des Sciences de Liège، نشرة (وقائع ندوة لييج للفيزياء الفلكية التاسعة والثلاثين) . الإصدار 1. 80 (39). لييج: 266– 278. أرخايف : 1101.5873 . بيب كود : 2011BSRSL..80..266M .  
  24. ↑ لوبيز، برونو؛ شنايدر، جان؛ دانتشي، ويليام سي. (2005). "هل يمكن للحياة أن تتطور في المناطق الصالحة للسكن الموسعة حول النجوم العملاقة الحمراء؟". المجلة الفيزيائية الفلكية . 627 (2): 974-985 . arXiv : astro-ph/0503520 . Bibcode : 2005ApJ...627..974L . doi : 10.1086/430416 . S2CID 17075384 . 
  25. ↑ راميريز، رامسيس م.؛ كالتنيغر، ليزا (2016). "المناطق الصالحة للسكن حول نجوم ما بعد التسلسل الرئيسي" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 823 (1): 6. arXiv : 1605.04924 . Bibcode : 2016ApJ...823....6R . doi : 10.3847/0004-637X/823/1/6 . S2CID 119225201 . 
  26. ↑ "الأنظمة الكوكبية" . exoplanetarchive.ipac.caltech.edu . تم الاطلاع عليه بتاريخ 10 أغسطس 2023 .
  27. ↑ جونز، إم آي؛ جينكينز، جيه إس؛ بلوهم، بي؛ روخو، بي؛ ميلو، سي إتش إف (2014). "خصائص الكواكب حول النجوم العملاقة". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 566 : A113. arXiv : 1406.0884 . Bibcode : 2014A & A...566A.113J . doi : 10.1051/0004-6361/201323345 . S2CID 118396750 . 
  28. ↑ أيرلندا، إم جيه؛ وآخرون (مايو 2004). "أقطار متعددة الأطوال الموجية لمجرات ميرا القريبة والمتغيرات شبه المنتظمة" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 350 (1): 365-374 . arXiv : astro-ph/0402326 . Bibcode : 2004MNRAS.350..365I . doi : 10.1111/j.1365-2966.2004.07651.x . S2CID 15830460 .  
  29. ↑ أبيا، سي.؛ بالمريني، إس.؛ بوسو، إم.؛ كريستالو، إس. (2012). "نسب نظائر الكربون والأكسجين في نجمي السماك الرامح والدبران. تحديد معلمات الاختلاط غير الحراري على فرع العملاق الأحمر". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 548 : A55. arXiv : 1210.1160 . Bibcode : 2012A & A...548A..55A . doi : 10.1051/0004-6361/201220148 . S2CID 56386673 . 
  30. 1 2 هاوز، لويز م.؛ ليندغرين، لينارت؛ فيلتزينغ، صوفيا؛ تشيرش، روس ب.؛ بنسبي، توماس (فبراير 2019). "تقدير أعمار النجوم ومعدنيتها من خلال قياسات التزيح الضوئي والقياس الضوئي واسع النطاق: النجاحات والقصور". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 622 : A27. arXiv : 1804.08321 . Bibcode : 2019A & A...622A..27H . doi : 10.1051/0004-6361/201833280 . ISSN 0004-6361 . 
  31. ↑ ألفيس، ديفيد ر. (2000). "معايرة لمعان الكتلة الحمراء في نطاق K". المجلة الفيزيائية الفلكية . 539 (2): 732-741 . arXiv : astro-ph/0003329 . Bibcode : 2000ApJ...539..732A . doi : 10.1086/309278 . S2CID 16673121 . 
  32. ↑ نولا تايلور ريد. "النجوم العملاقة الحمراء: حقائق، تعريف، ومستقبل الشمس" . space.com . تم الاطلاع عليه بتاريخ 20 فبراير 2016 .
  33. ↑ شرودر، ك.-ب.؛ كونون سميث، ر. (2008). "إعادة النظر في مستقبل الشمس والأرض البعيد" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 386 (1): 155-163 . arXiv : 0801.4031 . Bibcode : 2008MNRAS.386..155S . doi : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID 10073988 . 
  34. ↑ سيجل، إيثان (8 فبراير 2020). "اسأل إيثان: هل ستبتلع الشمس الأرض في نهاية المطاف؟" . فوربس . تم الاطلاع عليه بتاريخ 12 مارس 2021 .

شعار ويكيميديا ​​كومنزالوسائط المتعلقة بالعمالقة الحمر على ويكيميديا ​​كومنز