عرض مصدر نجم أزرق فائق العملقة

[[ملف:Eta CMa.jpg|تصغير|النجم الأزرق الفائق العملقة [[العذرة]]، الواقع في [[الكلب الأكبر (كوكبة)|كوكبة الكلب الأكبر]].]]
'''النجم الأزرق الفائق العملقة''' {{إنج|Blue supergiant}} هو نوع من أنواع [[نجمة (توضيح)|النجوم]] من فئة النجوم الزرقاء [[نجم فائق العملقة|الفائقة العملقة]]، تتراوح درجات حرارة سطحها بين 30,000,000 إلى 50,000,000، وغالباً تبلغ كتلتها أكثر من 10 ~ 15 [[كتلة شمسية]].<ref>[https://astro.illinois.edu/~kaler/sow/star_intro.html#highmass Dr. Jim Kaler, The Nature of the Stars]{{وصلة مكسورة|date=يوليو 2017 |bot=JarBot }} {{استشهاد ويب |مسار=https://astro.illinois.edu/~kaler/sow/star_intro.html |عنوان=نسخة مؤرشفة |تاريخ الوصول=26 يونيو 2012 |تاريخ أرشيف=19 ديسمبر 2008 |مسار أرشيف=https://web.archive.org/web/20081219080531/http://www.astro.uiuc.edu/~kaler/sow/star_intro.html |حالة المسار=dead }}</ref>
حياة هذه النجوم قصيرة كثيرًا نسبيًا بسبب كتلتها الكبيرة، إذ أن عملية حرق [[هيدروجين|الهيدروجين]] إلى [[هيليوم|هليوم]] في نوى النجوم تزداد سرعة كلَّما كان النجم أكبر، وذلك بسبب الضغط الهائل الذي يكون موضوعًا على النواة. قد يعيش [[قزم أحمر]] مليارات السنين، فيما أن نجمًا أزرق فائق العملقة قد يعيش بضعة ملايين من السنين فقط.
وأفضل مثال على هذه الفئة من [[نجمة (توضيح)|النجوم]] هو نجم [[رجل الجبار|الرجل الجبار]] في مجموعة نجوم [[الجبار (كوكبة)|الجبار]]، حيث أن كتلته تزيد عن الـ20 [[كتلة شمسية]]، ولها [[سطوع|لمعان]] يزيد عن [[الشمس]] بـ60 ألف مرة.
== التكون ==
[[نجم فائق العملقة|النجوم الفائقة العملقة]] هي نجوم ذات كتلة عالية، أكبر وأكثر إضاءةً من نجوم النسق الأساسي. تتطور نجوم فئة «أوه» ونجوم فئة «بي» المبكرة ذات الكتل الأولية البالغة 10 إلى 300 ضعف كتلة الشمس تقريبًا بعيدًا عن النسق الأساسي في غضون بضعة ملايين عام فقط إذ يُستهلك [[هيدروجين|الهيدروجين]] الخاص بها وتبدأ العناصر الثقيلة بالظهور بالقرب من سطح النجم. عادةً ما تصبح هذه النجوم فائقة العملقة زرقاء، على الرغم من احتمال تطور بعضها مباشرةً لتتحول إلى نجوم «وولف رايت».<ref name="meynet">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective|صحيفة=Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège|مؤلف1=Georges Meynet|سنة=2011|لغة=en|المجلد=80|العدد=39|صفحات=266–278|مؤلف2=Cyril Georgy|مؤلف3=Raphael Hirschi|مؤلف4=Andre Maeder|مؤلف5=Phil Massey|مؤلف6=Norbert Przybilla|مؤلف7=Fernanda Nieva|arxiv=1101.5873|bibcode=2011BSRSL..80..266M}}</ref> يحدث التوسع نحو مرحلة النجم الفائقة العملقة عندما يُستنزف الهيدروجين في مركز النجم ويبدأ حرق غلاف الهيدروجين، ولكن قد يحدث ذلك أيضًا بسبب انجراف العناصر الثقيلة إلى السطح عن طريق الحمل الحراري وفقدان الكتلة بسبب زيادة الضغط الإشعاعي.<ref name="eggenberger">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Modelling massive stars with mass loss|صحيفة=Communications in Asteroseismology|الأخير1=Eggenberger|الأول1=P.|تاريخ=2009|لغة=en|المجلد=158|صفحات=87|الأخير2=Meynet|الأخير3=Maeder|الأول2=G.|الأول3=A.|bibcode=2009CoAst.158...87E}}</ref>
النجوم الزرقاء الفائقة العملقة هي نجوم متطورة حديثًا من النسق الأساسي، وتتمتع [[إضاءة (علم الفلك)|بإضاءةٍ]] عالية للغاية، ومعدلات فقد كتلة عالية، وغير مستقرة بشكل عام. يصبح العديد منها [[متغير أزرق مضيء|متغيرات زرقاء مضيئة]] وتمر بمراحل من فقدان الكتلة الشديد. تستمر النجوم الزرقاء الفائقة العملقة ذات الكتلة المنخفضة بالتوسع حتى تصبح [[نجم أحمر فائق العملقة|نجومًا حمراء فائقة العملقة]]. في هذه العملية، تقضي بعض الوقت [[نجم أصفر فائق العملقة|كنجوم صفراء فائقة العملقة]] أو [[نجم مفرط العملقة أصفر|نجوم مفرطة العملقة صفراء]]، ولكن يحدث هذا التوسع خلال بضعة آلاف عام فقط، وبالتالي فإن هذه النجوم نادرة. تنفث النجوم الفائقة العملقة الحمراء ذات الكتلة الأكبر غلافها الجوي الخارجي وتتطور إلى نجوم زرقاء فائقة العملقة، وربما إلى نجوم وولف رايت بعد ذلك. اعتمادًا على الكتلة الدقيقة وتكوين النجم الأحمر الفائق العملقة، يمكنه المرور بعدد من مراحل «الحلقات الزرقاء» قبل أن ينفجر على شكل مستعر أعظم من النوع الثاني أو قد ينفث في النهاية ما يكفي من طبقاته الخارجية ليصبح نجمًا أزرق فائق العملقة مرةً أخرى، أقل إضاءةً من المرة الأولى ولكن غير مستقر. إذا تمكن هذا النجم من أن يمر عبر «الفراغ التطوري الأصفر»، فمن المتوقع أن يصبح أحد نجوم إل بي في الأقل إضاءةً.<ref name="origlia">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Evolutionary Synthesis Modeling of Red Supergiant Features in the Near‐Infrared|صحيفة=The Astrophysical Journal|الأخير1=Origlia|الأول1=L.|سنة=1999|لغة=en|المجلد=514|العدد=1|صفحات=96–108|الأخير2=Goldader|الأخير3=Leitherer|الأخير4=Schaerer|الأخير5=Oliva|الأول2=J. D.|الأول3=C.|الأول4=D.|الأول5=E.|arxiv=astro-ph/9810017|pmc=|bibcode=1999ApJ...514...96O|pmid=|doi=10.1086/306937}}</ref><ref name="lmcysg">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud|صحيفة=The Astrophysical Journal|مؤلف1=Neugent|تاريخ=2012|لغة=en|المجلد=749|العدد=2|صفحات=177|مؤلف2=Philip Massey|مؤلف3=Brian Skiff|مؤلف4=Georges Meynet|arxiv=1202.4225|bibcode=2012ApJ...749..177N|doi=10.1088/0004-637X/749/2/177}}</ref>
تكون [[إضاءة (علم الفلك)|إضاءة]] النجوم الزرقاء الفائقة العملقة الأعلى كتلةً شديدًا للغاية لدرجة لا تسمح لها بالاحتفاظ بغلاف جوي كافٍ ولا تتوسع أبدًا لتصبح نجوم فائقة العملقة حمراء. الحد الفاصل لحدوث ذلك هو تمتع النجم بكتلة تعادل 40 ضعف كتلة الشمس تقريبًا، على الرغم من تطور النجوم الفائقة العملقة الحمراء الأبرد والأكبر حجمًا من نجوم ذات كتلة أولية تتراوح بين 15 و25 ضعف كتلة الشمس. من غير الواضح ما إذا كانت النجوم الزرقاء الفائقة العملقة تستطيع فقد كتلة كافية لتبلغ عمرًا طويلًا وتتطور بأمان لتصبح نجوم وولف رايت وأخيرًا نجومًا قزمة بيضاء، أو قد تتطور لتصبح نجوم وولف رايت قبل أن تنفجر كمستعرات عظمى، أو قد تنفجر على شكل [[مستعر أعظم|مستعرات عظمى]] كنجم أزرق فائق العملقة.<ref name="stothers">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars|صحيفة=The Astrophysical Journal|الأخير1=Stothers|الأول1=R. B.|سنة=2001|لغة=en|المجلد=560|العدد=2|صفحات=934|الأخير2=Chin|الأول2=C. W.|pmc=|bibcode=2001ApJ...560..934S|hdl=2060/20010083764|pmid=|doi=10.1086/322438|doi-access=free}}</ref>
تكون النجوم السابقة لانفجار المستعر الأعظم في الغالب نجوم فائقة العملقة حمراء وكان يُعتقد أن النجوم الفائقة العملقة الحمراء فقط يمكن أن تنفجر كمستعر أعظم. مع ذلك، أجبر [[مستعر أعظم 1987A|المستعر الأعظم 1987 إيه]] الفلكيين على التحقق من هذه النظرية، إذ كان سلفه، «{{وإو|ساندوليك -69 202|Sanduleak -69 202}}»، نجمًا أزرق فائق العملقة من الصنف «بي 3». الآن، من المعروف من عمليات الرصد أنه يمكن لأي فئة تقريبًا من النجوم المتطورة عالية الكتلة، بما في ذلك الفائقة الزرقاء العملقة والفائقة العملقة الصفراء، أن تنفجر على شكل مستعر أعظم على الرغم من أن النظرية لا تزال تناضل لشرح آلية ذلك بالتفصيل. في حين أن معظم [[مستعر أعظم|المستعرات العظمى]] هي من النوع المتجانس نسبيًا، «الثاني بّي»، وتُنتجها النجوم الفائقة العملقة الحمراء، لوحظ في عمليات الرصد أن النجوم الزرقاء الفائقة العملقة تنتج مستعرات عظمى ذات مجموعة واسعة من الإضاءة والفترات والأنواع الطيفية، أحيانًا قليلة الإضاءة مثل المستعر الأعظم 1987 إيه، وأحيانًا فائقة الإضاءة مثل العديد من المستعرات العظمى من النوع «الثاني إن».<ref name="mauerhan">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=The Unprecedented Third Outburst of SN 2009ip: A Luminous Blue Variable Becomes a Supernova|صحيفة=American Astronomical Society Meeting Abstracts #221|مؤلف1=Mauerhan|تاريخ=2012|لغة=en|المجلد=221|صفحات=233.03|مؤلف2=Nathan Smith|مؤلف3=Alexei Filippenko|مؤلف4=Kyle Blanchard|مؤلف5=Peter Blanchard|مؤلف6=Casper|مؤلف7=Bradley Cenko|مؤلف8=Clubb|مؤلف9=Daniel Cohen|arxiv=1209.6320v2|bibcode=2013AAS...22123303M}}</ref><ref name="kleiser">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=The Peculiar Type II Supernova 2000cb|صحيفة=Bulletin of the American Astronomical Society|الأخير1=Kleiser|الأول1=I.|إظهار المؤلفين=3|تاريخ=2011|لغة=en|المجلد=43|صفحة=33726|الأخير2=Poznanski|الأخير3=Kasen|الأخير4=Filippenko|الأخير5=Chornock|الأخير6=Ganeshalingam|الأخير7=Kirshner|الأخير8=Li|الأخير9=Matheson|الأول2=D.|الأول3=D.|الأول4=A. V.|الأول5=R.|الأول6=M.|الأول7=R. P.|الأول8=W.|الأول9=T.|bibcode=2011AAS...21733726K}}</ref><ref name="georgy">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?|صحيفة=Astronomy & Astrophysics|الأخير1=Georgy|الأول1=C.|سنة=2012|لغة=en|المجلد=538|صفحات=L8–L2|arxiv=1111.7003|pmc=|bibcode=2012A&A...538L...8G|pmid=|doi=10.1051/0004-6361/201118372}}</ref>
== المراجع ==
{{مراجع}}
{{نجوم}}{{المستعرات العظمى}}
{{شريط بوابات|الفضاء|المجموعة الشمسية|رحلات فضائية|علم الفلك|نجوم}}
[[تصنيف:أنواع النجوم]]
[[تصنيف:نجوم فائقة العملقة من النوع B]]
[[تصنيف:نجوم فائقة العملقة من النوع O]]