شبه عملاق
النجم شبه العملاق هو نجمٌ أشد سطوعًا من نجمٍ عاديٍّ من نجوم التسلسل الرئيسي من نفس الفئة الطيفية ، ولكنه ليس بسطوع النجوم العملاقة . يُستخدم مصطلح "شبه العملاق" للإشارة إلى فئة معينة من اللمعان الطيفي ، وكذلك إلى مرحلة في تطور النجم .
فئة إضاءة يركيس الرابعة
استُخدم مصطلح "شبه عملاق" لأول مرة عام 1930 لوصف نجوم الفئة G والنجوم المبكرة من الفئة K ذات القدر المطلق بين +2.5 و+4. وقد لوحظ أنها جزء من سلسلة متصلة من النجوم بين نجوم التسلسل الرئيسي الواضحة مثل الشمس والنجوم العملاقة الواضحة مثل الدبران ، على الرغم من أنها أقل عدداً من نجوم التسلسل الرئيسي أو النجوم العملاقة. [ 1 ]
نظام يركيس للتصنيف الطيفي هو نظام ثنائي الأبعاد يستخدم مزيجًا من الحروف والأرقام للدلالة على درجة حرارة النجم (مثل A5 أو M1)، ورقمًا رومانيًا للدلالة على لمعانه مقارنةً بالنجوم الأخرى ذات درجة الحرارة نفسها. نجوم الفئة الرابعة من حيث اللمعان هي نجوم شبه عملاقة، تقع بين نجوم التسلسل الرئيسي (الفئة الخامسة من حيث اللمعان) والعمالقة الحمراء (الفئة الثالثة من حيث اللمعان).
بدلاً من تحديد خصائص مطلقة، يتمثل النهج المعتاد لتحديد فئة اللمعان الطيفي في مقارنة الأطياف المتشابهة مع أطياف النجوم القياسية. تتأثر العديد من نسب الخطوط والملامح الطيفية بالجاذبية، وبالتالي تُعد مؤشرات مفيدة لللمعان، ولكن من أهم الخصائص الطيفية لكل فئة طيفية ما يلي: [ 2 ] [ 3 ]
- O: القوة النسبية لانبعاث N III وامتصاص He II ، الانبعاث القوي يكون أكثر إضاءة
- ب: ملامح خطوط بالمر ، وقوة خطوط الأكسجين المتأين (O ii) .
- ج: خطوط بالمر ، والأجنحة الأعرض تعني إضاءة أقل
- F : شدة خطوط الحديد والتيتانيوم والسترونتيوم
- ج: قوة خطوط السترونتيوم والحديد ، وعرض الأجنحة في خطوط الكالسيوم والهيدروجين والبوتاسيوم
- K: Ca و H و K الخطوط الطيفية ، ونسب خطوط Sr / Fe ، وقوة خطوط MgH و TiO
- م: قوة خط الكالسيوم عند 422.6 نانومتر وحزم ثاني أكسيد التيتانيوم
وقد ذكر مورغان وكينان أمثلة على النجوم في فئة اللمعان الرابعة عندما وضعا مخطط التصنيف ثنائي الأبعاد، بما في ذلك: [ 2 ]
- B0: γ ذات الكرسي ، δ العقرب ،
- B0.5: β العقرب ، ε برسي
- ب1: ο بيرسي ، β سيفي
- B2: γ أوريونيس , π برج العقرب , θ الحواء , lect برج العقرب , ω كانيس ماجوريس
- B2.5: γ بيجاسي ، ζ ذات الكرسي ، η القيثارة
- ب3: هرقليس ، أوريغا
- B5: τ هرقل ، δ بيرسي ، CH كروسيس
- A2: β Aurigae , β Ursae Majoris , β Serpentis , α Ophiuchi
- A3: δ هرقل ، β إيكويلي ،
- F2: δ Geminorum ، ζ Serpentis
- F5: بروسيون ، 110 هرقل ، η العقرب
- F6: τ بوتيس ، θ بوتيس ، γ سيربنتيس
- F8: 50 أندروميدا ، θ دراكونيس ،
- G0: η Boötis , ζ Herculis
- G2: μ 2 كانكري ، β هيدري ، 79 سيتي
- G5: μ هرقل ، ω القوس ، μ أراي
- G8: β أكويلاي ، δ بافونيس ، β المرأة المسلسلة
- K0: η Cephei ، κ كورونا بورياليس ، δ Eridani ، 55 Cancri A
- K1: γ Cephei ، π Hydrae ، φ Serpentis ، δ Leporis
أظهرت تحليلات لاحقة أن بعض هذه الأطياف كانت مزيجًا من أطياف النجوم الثنائية، وأن بعضها الآخر كان متغيرًا، وقد تم توسيع المعايير لتشمل عددًا أكبر من النجوم، ولكن لا يزال العديد من النجوم الأصلية يُعتبر معايير لفئة لمعان النجوم شبه العملاقة. نادرًا ما تُصنف نجوم الفئة O والنجوم الأبرد من K1 ضمن فئات لمعان النجوم شبه العملاقة. [ 4 ]
فرع شبه عملاق
- يُظهر المسار الذي يبلغ طوله 5 أمتار خطافًا وفرعًا شبه عملاق يعبر فجوة هرتزبرونغ
- يُظهر المسار الذي يبلغ طوله مترين خطافًا وفرعًا شبه عملاق بارزًا
- تُظهر المسارات ذات الكتلة المنخفضة فروعًا قصيرة جدًا وطويلة الأمد للعملاقات شبه العملاقة
فرع شبه العملاق هو مرحلة في تطور النجوم ذات الكتلة المنخفضة إلى المتوسطة. لا تقع النجوم ذات النوع الطيفي شبه العملاق دائمًا على فرع شبه العملاق التطوري، والعكس صحيح. على سبيل المثال، يقع كل من النجمين FK Com و 31 Com في فجوة هرتزبرونغ ، ومن المرجح أنهما شبه عملاقين تطوريين، لكنهما يُصنفان غالبًا ضمن فئات اللمعان العملاقة. يمكن أن يتأثر التصنيف الطيفي بعوامل مثل المعدنية، والدوران، والخصائص الكيميائية غير العادية، وغيرها. تطول المراحل الأولية لفرع شبه العملاق في نجم كالشمس مع قلة المؤشرات الخارجية للتغيرات الداخلية. تشمل إحدى طرق تحديد شبه العملاق التطوري وفرة العناصر الكيميائية، مثل الليثيوم الذي ينضب في شبه العملاق، [ 5 ] وقوة انبعاث الهالة. [ 6 ]
مع انخفاض نسبة الهيدروجين المتبقية في لبّ نجم من نجوم التسلسل الرئيسي، ترتفع درجة حرارة اللبّ ، وبالتالي يزداد معدل الاندماج النووي. وهذا ما يجعل النجوم تتطور ببطء نحو سطوع أعلى مع تقدمها في العمر، ويؤدي إلى اتساع نطاق التسلسل الرئيسي في مخطط هرتزبرونغ-راسل .
عندما يتوقف نجم التسلسل الرئيسي عن دمج الهيدروجين في نواته، تبدأ النواة بالانهيار تحت تأثير جاذبيتها. يؤدي هذا إلى ارتفاع درجة حرارتها، فيندمج الهيدروجين في غلاف خارجي، مما يوفر طاقة أكبر من احتراق الهيدروجين في النواة. تتمدد النجوم ذات الكتل المنخفضة والمتوسطة وتبرد حتى تصل درجة حرارتها إلى حوالي 5000 كلفن، ثم تبدأ في زيادة لمعانها في مرحلة تُعرف بفرع العملاق الأحمر . يُعرف الانتقال من التسلسل الرئيسي إلى فرع العملاق الأحمر بفرع ما دون العملاق. يختلف شكل ومدة فرع ما دون العملاق باختلاف كتل النجوم، وذلك بسبب الاختلافات في تركيبها الداخلي.
النجوم ذات الكتلة المنخفضة جداً
تتميز النجوم التي تقل كتلتها عن 0.4 كتلة شمسية تقريبًا بوجود تيارات حمل حراري في معظم أجزائها. وتستمر هذه النجوم في دمج الهيدروجين في نواتها حتى يتحول معظمها إلى هيليوم، ولا تتطور إلى نجوم شبه عملاقة. وتتمتع النجوم ذات هذه الكتلة بعمر أطول بكثير في مرحلة التسلسل الرئيسي من عمر الكون الحالي. [ 7 ]
من 0.4 إلى 0.9
النجوم التي تبلغ كتلتها 40% من كتلة الشمس أو أكبر، تمتلك نوى غير حاملة للحرارة، مع تدرج حراري قوي من المركز إلى الخارج. عندما ينفد الهيدروجين من نواة النجم، يستمر غلاف الهيدروجين المحيط بالنواة المركزية في الاندماج دون انقطاع. يُعتبر النجم في هذه المرحلة شبه عملاق، على الرغم من قلة التغيرات المرئية من الخارج. [ 8 ] عندما يتحول غلاف الهيدروجين المندمج إلى هيليوم، يفصل تأثير الحمل الحراري الهيليوم باتجاه النواة، حيث يزيد ببطء شديد كتلة النواة غير المندمجة المكونة من بلازما هيليوم نقية تقريبًا. مع حدوث ذلك، يتمدد غلاف الهيدروجين المندمج تدريجيًا إلى الخارج، مما يزيد حجم الغلاف الخارجي للنجم حتى يصل إلى حجم شبه عملاق، من ضعفين إلى عشرة أضعاف نصف قطر النجم الأصلي عندما كان على التسلسل الرئيسي. يُعادل تمدد الطبقات الخارجية للنجم إلى حجم شبه عملاق تقريبًا الزيادة في الطاقة الناتجة عن اندماج غلاف الهيدروجين، مما يجعل النجم يحافظ تقريبًا على درجة حرارة سطحه. يؤدي هذا إلى تغير طفيف في الفئة الطيفية للنجم في الجزء الأدنى من نطاق كتلة النجوم. ونظرًا لأن مساحة سطح النجم شبه العملاق التي تشع الطاقة أكبر بكثير، فإن المنطقة الصالحة للسكن المحيطة بالنجم، حيث تكون مدارات الكواكب ضمن النطاق اللازم لتكوين الماء السائل، تمتد إلى مسافة أبعد بكثير داخل أي نظام كوكبي. مساحة سطح الكرة تساوي 4πr²، لذا فإن كرة نصف قطرها 2R☉ ستطلق 400 % من الطاقة على سطحها، بينما كرة نصف قطرها 10R☉ ستطلق 10000 % من الطاقة.
كتلة نواة الهيليوم أقل من حد شونبيرغ-تشاندراسيكار ، وتبقى في حالة توازن حراري مع غلاف الهيدروجين المندمج. تستمر كتلتها في الازدياد، ويتمدد النجم ببطء شديد مع هجرة غلاف الهيدروجين إلى الخارج. أي زيادة في الطاقة المنبعثة من الغلاف تُستخدم لتوسيع غلاف النجم، ويبقى لمعانه ثابتًا تقريبًا. فرع النجوم شبه العملاقة لهذه النجوم قصير، أفقي، وكثيف الكثافة، كما هو واضح في التجمعات النجمية القديمة جدًا. [ 8 ]
بعد مرور ما بين مليار إلى ثمانية مليارات سنة، يصبح لب الهيليوم ضخمًا جدًا بحيث لا يستطيع تحمل وزنه، فيتدهور. ترتفع درجة حرارته، ويزداد معدل الاندماج في غلاف الهيدروجين، وتصبح الطبقات الخارجية شديدة الحمل الحراري، ويزداد اللمعان عند درجة حرارة فعالة ثابتة تقريبًا. يصبح النجم الآن على فرع العملاق الأحمر . [ 7 ]
القداس من 1 إلى 8
تمتلك النجوم الضخمة، التي تفوق الشمس حجمًا، نواة حمل حراري في مرحلة التسلسل الرئيسي. تتطور هذه النجوم إلى نواة هيليوم أكثر كثافة، تشغل حيزًا أكبر من النجم، قبل أن ينفد الهيدروجين في منطقة الحمل الحراري بأكملها. يتوقف الاندماج النووي في النجم تمامًا، وتبدأ النواة بالانكماش وارتفاع درجة حرارتها. ينكمش النجم بأكمله وترتفع درجة حرارته، بل وتزداد شدة إضاءته رغم توقف الاندماج النووي. يستمر هذا الوضع لملايين السنين قبل أن تصبح النواة ساخنة بما يكفي لإشعال الهيدروجين في غلاف، مما يعكس ارتفاع درجة الحرارة والإضاءة، ويبدأ النجم بالتمدد والتبريد. تُعرف هذه المرحلة عمومًا بنهاية التسلسل الرئيسي وبداية فرع النجوم شبه العملاقة في هذه النجوم. [ 8 ]
لا يزال لبّ النجوم التي تقل كتلتها عن ضعف كتلة الشمس ( 2 M☉ ) أقل من حد شونبيرغ-تشاندراسيكار ، لكن اندماج غلاف الهيدروجين يزيد كتلة اللبّ بسرعة لتتجاوز هذا الحد. أما النجوم الأكثر كتلة، فلديها لبّ أعلى من كتلة شونبيرغ-تشاندراسيكار عند خروجها من التسلسل الرئيسي. وتعتمد الكتلة الأولية الدقيقة التي تظهر عندها النجوم انحناءً، والتي عندها تخرج من التسلسل الرئيسي مع لبّ أعلى من حد شونبيرغ-تشاندراسيكار، على نسبة المعادن ودرجة تجاوز الحد في اللبّ الحملي. فانخفاض نسبة المعادن يجعل الجزء المركزي من اللبّ، حتى ذي الكتلة المنخفضة، غير مستقر حمليًا، بينما يؤدي تجاوز الحد إلى زيادة حجم اللبّ عند استنفاد الهيدروجين. [ 7 ]
بمجرد أن يتجاوز لب النجم حد S-C، يفقد قدرته على البقاء في حالة توازن حراري مع غلاف الهيدروجين. فينكمش اللب وتتمدد الطبقات الخارجية للنجم وتبرد. وتؤدي الطاقة اللازمة لتمدد الغلاف الخارجي إلى انخفاض الإشعاع الضوئي. وعندما تبرد الطبقات الخارجية بدرجة كافية، تصبح معتمة، مما يجبر تيارات الحمل الحراري على البدء خارج الغلاف المندمج. ويتوقف التمدد ويبدأ الإشعاع الضوئي بالازدياد، وهو ما يُعرف ببداية فرع العملاق الأحمر لهذه النجوم. ويمكن للنجوم ذات الكتلة الأولية التي تتراوح بين 1 و2 كتلة شمسية تقريبًا أن تُكوّن لبًا هيليوميًا متدهورًا قبل هذه المرحلة، مما يؤدي إلى دخول النجم فرع العملاق الأحمر كما هو الحال بالنسبة للنجوم ذات الكتلة الأقل. [ 7 ]
يحدث انكماش النواة وتمدد الغلاف بسرعة فائقة، إذ يستغرق الأمر بضعة ملايين من السنين فقط. خلال هذه الفترة، تنخفض درجة حرارة النجم من قيمتها في التسلسل الرئيسي، والتي تتراوح بين 6000 و30000 كلفن، إلى حوالي 5000 كلفن. يُلاحظ عدد قليل نسبيًا من النجوم في هذه المرحلة من تطورها، ويظهر نقص واضح في مخطط هرتزبرونغ-راسل يُعرف بفجوة هرتزبرونغ . تكون هذه الفجوة أكثر وضوحًا في التجمعات النجمية التي يتراوح عمرها بين بضع مئات الملايين وبضعة مليارات من السنين. [ 9 ]
نجوم ضخمة
عند تجاوز كتلة النجوم 8-12 كتلة شمسية تقريبًا ، اعتمادًا على نسبة المعادن فيها، تمتلك النجوم نوى حمل حراري ضخمة وساخنة على التسلسل الرئيسي نتيجةً لاندماج دورة الكربون والأكسجين والنيتروجين . يبدأ اندماج غلاف الهيدروجين، وما يتبعه من اندماج الهيليوم في النواة، بعد فترة وجيزة من استنفاد الهيدروجين في النواة، قبل أن يصل النجم إلى فرع العملاق الأحمر. تمر هذه النجوم، مثل نجوم التسلسل الرئيسي من النوع B المبكر، بفترة قصيرة ومختصرة من فرع شبه العملاق قبل أن تصبح عمالقة فائقة . وقد تُصنف أيضًا ضمن فئة اللمعان الطيفي العملاق خلال هذا الانتقال. [ 10 ]
في نجوم التسلسل الرئيسي الضخمة من الفئة O، يحدث الانتقال من التسلسل الرئيسي إلى العملاق ثم إلى العملاق الفائق ضمن نطاق ضيق جدًا من درجة الحرارة واللمعان، حتى قبل اكتمال اندماج الهيدروجين في النواة أحيانًا، ونادرًا ما تُستخدم فئة شبه العملاق. تبلغ قيم جاذبية السطح، log(g)، لنجوم الفئة O حوالي 3.6 cgs للعمالقة و3.9 للأقزام. [ 11 ] وللمقارنة، تبلغ قيم log(g) النموذجية لنجوم الفئة K 1.59 ( الدبران ) و4.37 ( ألفا قنطورس ب )، مما يتيح مجالًا واسعًا لتصنيف شبه العملاق مثل إيتا قيفاوس بقيمة log(g) تبلغ 3.47. ومن أمثلة نجوم شبه العملاق الضخمة θ 2 الجبار أ والنجم الرئيسي لنظام دلتا سيرسيني ، وكلاهما من نجوم الفئة O بكتلة تزيد عن 20 كتلة شمسية .
ملكيات
يُبيّن هذا الجدول متوسط أعمار النجوم على التسلسل الرئيسي (MS) وفرع العملاق الفرعي (SB)، بالإضافة إلى مدة أي انقطاع بين استنفاد الهيدروجين في النواة وبداية احتراق الغلاف، وذلك لنجوم ذات كتل ابتدائية مختلفة، جميعها عند معدنية شمسية (Z = 0.02). كما يُبيّن الجدول كتلة نواة الهيليوم، ودرجة الحرارة الفعّالة للسطح، ونصف القطر، واللمعان عند بداية ونهاية فرع العملاق الفرعي لكل نجم. تُعرَّف نهاية فرع العملاق الفرعي بأنها اللحظة التي تصبح فيها النواة متدهورة أو عندما يبدأ اللمعان في الازدياد. [ 8 ]
| الكتلة ( M☉ ) | ماجستير (طب الأسنان) | هوك (MYrs) | SB (MYrs) | يبدأ | نهاية | مثال | ||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| جوهره ( M ☉ ) | T eff (K) | نصف القطر ( R ☉ ) | اللمعان ( L ☉ ) | جوهره ( M ☉ ) | T eff (K) | نصف القطر ( R ☉ ) | اللمعان ( L ☉ ) | |||||
| 0.6 | 58.8 | غير متوفر | 5100 | 0.047 | 4763 | 0.9 | 0.3 | 0.10 | 4634 | 1.2 | 0.6 | لاكايل 8760 |
| 1.0 | 9.3 | غير متوفر | 2600 | 0.025 | 5766 | 1.2 | 1.5 | 0.13 | 5034 | 2.0 | 2.2 | صحيفة ذا صن |
| 2.0 | 1.2 | 10 | 22 | 0.240 | 7490 | 3.6 | 36.6 | 0.25 | 5220 | 5.4 | 19.6 | سيريوس |
| 5.0 | 0.1 | 0.4 | 15 | 0.806 | 14,544 | 6.3 | 1571.4 | 0.83 | 4737 | 43.8 | 866.0 | ألكايد |
بشكل عام، تكون النجوم ذات المعدنية المنخفضة أصغر حجمًا وأكثر سخونة من النجوم ذات المعدنية العالية. بالنسبة للنجوم شبه العملاقة، يتعقد الأمر بسبب اختلاف الأعمار وكتل النوى عند نقطة تحول التسلسل الرئيسي . تُطوّر النجوم ذات المعدنية المنخفضة نواة هيليوم أكبر قبل مغادرة التسلسل الرئيسي، ولذلك تُظهر النجوم ذات الكتلة المنخفضة انحناءً عند بداية فرع شبه العملاق. تبلغ كتلة نواة الهيليوم لنجم ذي معدنية Z=0.001 ( المجموعة المتطرفة II ) وكتلته 1 M☉ في نهاية التسلسل الرئيسي ضعف كتلة نواة الهيليوم لنجم ذي معدنية Z=0.02 ( المجموعة I ). كما أن النجم ذو المعدنية المنخفضة يكون أكثر سخونة بأكثر من 1000 كلفن وأكثر سطوعًا بأكثر من الضعف عند بداية فرع شبه العملاق. يكون الفرق في درجة الحرارة أقل وضوحًا في نهاية فرع شبه العملاق، لكن النجم ذو المعدنية المنخفضة يكون أكبر حجمًا وأكثر سطوعًا بأربعة أضعاف تقريبًا. توجد اختلافات مماثلة في تطور النجوم ذات الكتل الأخرى، وتكون القيم الرئيسية، مثل كتلة النجم الذي سيصبح عملاقًا فائقًا بدلًا من الوصول إلى فرع العملاق الأحمر، أقل عند انخفاض المعدنية. [ 8 ]
النجوم شبه العملاقة في مخطط هيرتزبرونغ-راسل
مخطط هرتزبرونغ-راسل (H-R) هو رسم بياني مبعثر للنجوم، حيث يُمثل المحور السيني درجة الحرارة أو النوع الطيفي، بينما يُمثل المحور الصادي القدر المطلق أو اللمعان. تُظهر مخططات H-R لجميع النجوم نطاقًا قطريًا واضحًا في التسلسل الرئيسي يحتوي على غالبية النجوم، وعددًا كبيرًا من العمالقة الحمر (والأقزام البيضاء إذا رُصدت نجوم خافتة بدرجة كافية)، مع عدد قليل نسبيًا من النجوم في أجزاء أخرى من المخطط.
تحتل النجوم شبه العملاقة منطقةً أعلى (أي أكثر سطوعًا من) نجوم التسلسل الرئيسي وأسفل النجوم العملاقة. يوجد عدد قليل نسبيًا منها في معظم مخططات هيرتزبرونغ-راسل لأن الفترة التي تقضيها كنجم شبه عملاق أقل بكثير من الفترة التي تقضيها على التسلسل الرئيسي أو كنجم عملاق. يصعب تمييز النجوم شبه العملاقة الساخنة من الفئة B عن نجوم التسلسل الرئيسي، بينما تملأ النجوم شبه العملاقة الأبرد فجوةً كبيرة نسبيًا بين نجوم التسلسل الرئيسي الباردة والنجوم العملاقة الحمراء. تحت النوع الطيفي K3 تقريبًا، تكون المنطقة بين التسلسل الرئيسي والنجوم العملاقة الحمراء خالية تمامًا، ولا توجد بها نجوم شبه عملاقة. [ 2 ]
يمكن تمثيل مسارات تطور النجوم بيانيًا على مخطط هيرتزبرونغ-راسل (H-R). بالنسبة لكتلة معينة، تُظهر هذه المسارات موقع النجم طوال حياته، بدءًا من موقعه الأولي في التسلسل الرئيسي، مرورًا بفرع شبه العملاق، وصولًا إلى فرع العملاق. عند رسم مخطط H-R لمجموعة من النجوم ذات العمر نفسه، مثل عنقود نجمي، قد يظهر فرع شبه العملاق كشريط من النجوم بين نقطة تحول التسلسل الرئيسي وفرع العملاق الأحمر. لا يظهر فرع شبه العملاق إلا إذا كان العنقود قديمًا بما يكفي لتطور ما بين 1 و8 نجوم بكتلة M☉ بعيدًا عن التسلسل الرئيسي، وهو ما يتطلب مليارات السنين. العناقيد الكروية مثل أوميغا قنطورس والعناقيد المفتوحة القديمة مثل M67 قديمة بما يكفي لإظهار فرع شبه عملاق واضح في مخططات اللون-القدر الظاهري . في الواقع، يُظهر أوميغا قنطورس عدة فروع شبه عملاقة منفصلة لأسباب لا تزال غير مفهومة تمامًا، ولكن يبدو أنها تمثل تجمعات نجمية بأعمار مختلفة داخل العنقود. [ 13 ]
التباين
تتضمن أنواع عديدة من النجوم المتغيرة النجوم شبه العملاقة:
- متغيرات بيتا سيفي ، ونجوم التسلسل الرئيسي المبكر من النوع B، والنجوم شبه العملاقة
- النجوم من النوع B ذات النبض البطيء ، ونجوم التسلسل الرئيسي من النوع B في منتصف إلى أواخرها، والنجوم شبه العملاقة
- متغيرات دلتا سكيوتي ، ونجوم التسلسل الرئيسي المتأخرة من النوع A والمبكرة من النوع F، والنجوم شبه العملاقة
تعبر النجوم شبه العملاقة التي تفوق كتلتها كتلة الشمس شريط عدم استقرار المتغيرات القيفاوية ، ويُطلق على هذه العبور الأول لأنها قد تعبر الشريط مرة أخرى لاحقًا في مسار دائري . في نطاق كتل 2-3 كتلة شمسية ، يشمل ذلك متغيرات دلتا سكيوتي مثل بيتا قيصر . [ 14 ] عند الكتل الأعلى، تنبض النجوم كمتغيرات قيفاوية كلاسيكية أثناء عبورها شريط عدم الاستقرار، لكن تطور النجوم شبه العملاقة الضخمة سريع جدًا ويصعب رصدها. اقتُرح أن يكون النجم SV Vulpeculae شبه عملاق عند عبوره الأول [ 15 ]، ولكن تبيّن لاحقًا أنه عند عبوره الثاني [ 16 ].
الكواكب
تشمل الكواكب التي تدور حول النجوم شبه العملاقة Kepler-36 b و c، [ 17 ] [ 18 ] TOI-4603 b [ 19 ] و HD 224693 b . [ 20 ]
مراجع
- ↑ ساندج، آلان؛ لوبين، لوري م.؛ فاندنبرغ، دون أ. (2003). "عمر أقدم النجوم في القرص المجري المحلي من قياسات تزيح النجوم العملاقة الفرعية من النوعين G وK بواسطة هيباركوس ". منشورات الجمعية الفلكية للمحيط الهادئ . 115 (812): 1187-1206 . arXiv : astro-ph/0307128 . Bibcode : 2003PASP..115.1187S . doi : 10.1086/378243 . S2CID 7159325 .
- 1 2 3 مورغان، ويليام ويلسون؛ كينان، فيليب تشايلدز؛ كيلمان، إديث (1943). أطلس أطياف النجوم، مع مخطط لتصنيف الأطياف . شيكاغو، إلينوي: مطبعة جامعة شيكاغو. رمز Bibcode : 1943assw.book.....M . رقم مكتبة الكونغرس 43-2093 .
- ↑ غراي، ريتشارد أو.؛ كوربالي، كريستوفر (2009). التصنيف الطيفي النجمي . مطبعة جامعة برينستون. رمز Bibcode : 2009ssc..book.....G .
- ^ جارسيا، ب. (1989). “قائمة النجوم القياسية MK”. نشرة معلومات مركز البيانات النجمية . 36 : 27. بيب كود : 1989BICDS..36...27G .
- ↑ ليبر، أ.؛ دي لافيرني، ب.؛ دي ميديروس، ج.ر.؛ شاربونيل، س.؛ دا سيلفا، ل. (1999). "الليثيوم والدوران على فرع العملاق الفرعي. الجزء الأول: الملاحظات والتحليل الطيفي". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 345 : 936. Bibcode : 1999A & A...345..936L .
- ↑ آيرز، توماس ر.؛ سيمون، ثيودور؛ ستيرن، روبرت أ.؛ دريك، ستيفن أ.؛ وود، برايان إي.؛ براون، ألكسندر (1998). "هالات العمالقة متوسطة الكتلة في فجوة هرتزبرونغ والتكتل" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 496 (1): 428-448 . Bibcode : 1998ApJ...496..428A . doi : 10.1086/305347 .
- 1 2 3 4 سالاريس، ماوريتسيو؛ كاسيسي، سانتي (2005). "تطور النجوم والتجمعات النجمية" . تطور النجوم والتجمعات النجمية : 400. Bibcode : 2005essp.book.....S .
- 1 2 3 4 5 بولز، أونو ر.؛ شرودر، كلاوس-بيتر؛ هيرلي، جارود ر.؛ توت، كريستوفر أ.؛ إيغلتون، بيتر ب. (1998). "نماذج تطور النجوم لـ Z = 0.0001 إلى 0.03" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 298 (2): 525. Bibcode : 1998MNRAS.298..525P . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
- ↑ ميرميليود، ج. س. (1981). "دراسات مقارنة للتجمعات النجمية المفتوحة الشابة. الجزء الثالث - منحنيات التزامن التجريبية والتسلسل الرئيسي عند عمر الصفر". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 97 : 235. Bibcode : 1981A & A....97..235M .
- ↑ هيرلي، جارود ر.؛ بولز، أونو ر.؛ توت، كريستوفر أ. (2000). "صيغ تحليلية شاملة لتطور النجوم كدالة للكتلة والفلزية" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 315 (3): 543. arXiv : astro-ph/0001295 . Bibcode : 2000MNRAS.315..543H . doi : 10.1046/j.1365-8711.2000.03426.x . S2CID 18523597 .
- ↑ مارتينز، ف.؛ شيرر، د.؛ هيلير، د. ج. (2005). "معايرة جديدة للمعاملات النجمية لنجوم مجرتنا من النوع O". علم الفلك والفيزياء الفلكية . 436 (3): 1049-1065 . arXiv : astro-ph/0503346 . Bibcode : 2005A & A...436.1049M . doi : 10.1051/0004-6361:20042386 . S2CID 39162419 .
- ↑ ساراجيديني، عطا (1999). "دراسة عنقود WIYN المفتوح. الجزء الثالث: التغير المرصود في لمعان ولون التكتل الأحمر مع المعدنية والعمر" . المجلة الفلكية . 118 (5): 2321-2326 . Bibcode : 1999AJ....118.2321S . doi : 10.1086/301112 .
- ^ بانسينو، إي. موتشياريلي، أ. سبوردون، L.؛ بيلاتزيني، م. باسكيني، L.؛ موناكو، ل.؛ فيرارو، فر (2011). “الفرع العملاق لـ ω Centauri يُرى من خلال التحليل الطيفي عالي الدقة”. علم الفلك والفيزياء الفلكية . 527 : ج18. أرخايف : 1012.4756 . بيب كود : 2011A & A...527A..18P . دوى : 10.1051/0004-6361/201016024 . S2CID 54951859 .
- ↑ آيرز، توماس ر. (1984). "دراسة بالأشعة فوق البنفسجية البعيدة لنجم دلتا سكيوتي المتغير بيتا كاسيوبيا الساطع". رقم اقتراح IUE: DSGTA : 1747. رمز Bibcode : 1984iue..prop.1747A .
- ↑ الحظ، ري؛ كوفتيوخ، ف.ف. أندريفسكي، إس إم (2001). "SV Vulpeculae: أول عبور للقيفاوي؟" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 373 (2): 589. بيب كود : 2001A & A...373..589L . دوى : 10.1051/0004-6361:20010615 .
- ↑ تيرنر، دي جي؛ بيردنيكوف، إل إن (2004). "حول نمط عبور النجم القيفاوي طويل الدورة SV Vulpeculae" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 423 : 335-340 . Bibcode : 2004A & A...423..335T . doi : 10.1051/0004-6361:20040163 .
- ^ كارتر، جوشوا أ. اجول، اريك. شابلن، وليام J.؛ باسو، سارباني؛ الفراش، تيموثي ر.؛ بوشهافي، لارس أ؛ كريستنسن-دالسجارد، يورغن؛ سطح السفينة، كاثرين م. إلسورث، إيفون؛ فابريكي، دانييل سي؛ فورد، اريك ب. فورتني، جوناثان J.؛ هيل، ستيفن J.؛ هاندبرج، راسموس. هيكر ، ساسكيا (2012/08/03). “كبلر-36: زوج من الكواكب ذات مدارات مجاورة وكثافات متباينة”. علوم . 337 (6094): 556-559 . أرخايف : 1206.4718 . بيب كود : 2012Sci...337..556C . doi : 10.1126 / science.1223269 . ISSN 0036-8075 . PMID 22722249. S2CID 40245894 .
- ↑ فيسابراجادا، شرياس؛ جونتوف-هوتر، دانيال؛ شبورر، آفي؛ كنوتسون، هيذر أ.؛ ليو، ليو؛ ثورنغرين، دانيال؛ لي، إيف ج .؛ تشاتشان، ياياتي؛ ماويت، ديمتري؛ ميلار-بلانشير، ماكسويل أ.؛ نيلسون، ريكي؛ تينيانونت، سامابورن؛ فاسيشت، غوتام؛ رايت، جيسون (13 فبراير 2020). "قياس ضوئي عبور بالأشعة تحت الحمراء بمساعدة المشتت لأربعة أنظمة كبلر متفاعلة ديناميكيًا" . المجلة الفلكية . 159 (3): 108. arXiv : 1907.04445 . doi : 10.3847/1538-3881/ab65c8 . ISSN 1538-3881 . S2CID 195874295 .
- ↑ خانديلوال، أكانكشا؛ شارما، ريشيكيش؛ تشاكرابورتي، أبهيجيت؛ تشاتورفيدي، بريانكا؛ أولمر-مول، سولين؛ سياردي، ديفيد ر.؛ بويل، أندرو و.؛ باليوال، سانجاي؛ بيرلا، أليسون؛ لاثام، ديفيد و.؛ براساد، نيلام جيه إس إس في؛ ناياك، أشيرباد؛ ليندل، مونيكا؛ مورداسيني، كريستوف (2023-04-01). "اكتشاف كوكب عملاق ضخم ذي كثافة عالية للغاية حول النجم شبه العملاق TOI-4603" . علم الفلك والفيزياء الفلكية . 672 : L7. arXiv : 2303.11841 . Bibcode : 2023A & A...672L...7K . doi : 10.1051/0004-6361/202245608 . ISSN 0004-6361 .
- ↑ "الكوكب HD 224693 b" ، موسوعة الكواكب الخارجية . تاريخ الوصول: 1 فبراير 2018
فهرس
- فاسيلياديس، إي.؛ وود، بي آر (1993). "تطور النجوم ذات الكتلة المنخفضة والمتوسطة حتى نهاية فرع العملاق المقارب مع فقدان الكتلة" . المجلة الفيزيائية الفلكية . 413 : 641. Bibcode : 1993ApJ...413..641V . doi : 10.1086/173033 .
- بولز، أونو ر.؛ شرودر، كلاوس-بيتر؛ هيرلي، جارود ر.؛ توت، كريستوفر أ.؛ إيغلتون، بيتر ب. (1998). "نماذج تطور النجوم لقيم Z من 0.0001 إلى 0.03" . الإشعارات الشهرية للجمعية الفلكية الملكية . 298 (2): 525. Bibcode : 1998MNRAS.298..525P . doi : 10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x .
- جيراردي، ل.؛ بريسان، أ.؛ بيرتيلي، ج.؛ كيوسي، س. (2000). "المسارات التطورية وخطوط التساوي الزمني للنجوم منخفضة ومتوسطة الكتلة: من 0.15 إلى 7 كتلة شمسية، ومن Z=0.0004 إلى 0.03". سلسلة ملاحق علم الفلك والفيزياء الفلكية . 141 (3): 371-383 . arXiv : astro-ph/9910164 . Bibcode : 2000A & AS..141..371G . doi : 10.1051/aas:2000126 . S2CID 14566232 .
روابط خارجية
- أنواع النجوم
- نجوم شبه عملاقة