عرض مصدر نجم أصفر مفرط العملقة

{{ميز|نجم أصفر فائق العملقة }}{{صندوق تصفح نجوم}}
[[ملف:HR-diag-instability-strip.svg|النجوم الصفراء المفرطة العملقة تقع فوق [[شريحة متقلبة (علم الفلك)|الشريحة المتقلبة]] في [[مخطط هرتسبرونغ وراسل]]|يمين|تصغير|200px]]
'''النجم الأصفر المفرط العملقة''' {{إنج|Yellow hypergiant}} عبارة عن [[نجم مفرط العملقة]] ذي غلاف جوي نجمي واسع ويقع ضمن التصنيف الطيفي من إيه إلى كي، وتبلغ كتلته الأولية نحو 20 إلى 60 ضعف [[كتلة شمسية]]، لكنه يفقد نصف هذه الكتلة. يُعد هذا النجم من بين ألمع النجوم المرئية، ويبلغ قدرها المطلق نحو -9، لكنه أيضًا واحد من أندر النجوم المعروفة برفقة 15 نجم آخر في مجرة [[درب التبانة]]، وستة من هذه النجوم موجودة في عنقود واحد. يُشار إلى هذه النجوم في بعض الأحيان بالنجوم المفرطة العملقة الباردة عند المقارنة مع النجوم من نوع أو وبي (النجوم من نوع أو وبي هي أسخن النجوم)، وأحيانًا يُشار إليها بالعمالقة الغازية الدافئة بالمقارنة مع النجوم الحمراء [[نجم فائق العملقة|الفائقة العملقة]].
== التصنيف ==
استُخدم مصطلح Hypergiant في بداية عام 1929، ولكن ليس لوصف النجوم المعروفة حاليًا بالنجوم المفرطة العملقة.<ref name="wallenquist2">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=An attempt to determine the mean masses of the stars in the globular cluster M 3|صحيفة=Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands|الأخير1=Wallenquist|الأول1=Aå|سنة=1929|لغة=en|المجلد=5|صفحات=67|bibcode=1929BAN.....5...67W}}</ref> كانت تُعرَّف النجوم المفرطة العملقة من خلال [[مرتبة إضاءة|مرتبة إضاءتها]] «0»، وهي أكثر إضاءةً من ألمع النجوم الفائقة العملقة التي تندرج تحت الفئة إل إيه،<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification|صحيفة=Chicago|الأخير1=Morgan|الأول1=William Wilson|سنة=1943|لغة=en|الأخير2=Keenan|الأخير3=Kellman|الأول2=Philip Childs|الأول3=Edith|bibcode=1943assw.book.....M}}</ref> على الرغم من أنه لم يُشار إليها بالنجوم المفرطة العملقة حتى نهاية السبعينيات من القرن العشرين.<ref name="dejager1980">{{استشهاد بكتاب|الأخير1=De Jager|الأول1=Cornelis|عنوان=The Brightest Stars|سنة=1980|صفحات=18–56|لغة=en|الفصل=The Main Observational Characteristics of the Most Luminous Stars|doi=10.1007/978-94-009-9030-2_2|isbn=978-90-277-1110-6}}</ref> اقتُرح معيار آخر ليشير إلى النجوم المفرطة العملقة في عام 1979 يتضمن بعض النجوم الساخنة الأخرى الفاقدة للكتلة اللامعة بشكل كبير،<ref name="desandres">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Line Blocking in the Near Ultraviolet Spectrum of Early-Type Stars—Part Two—the Dependence on Spectral Type and Luminosity for Normal Stars|صحيفة=Astronomy and Astrophysics Supplement|الأخير1=Llorente De Andres|الأول1=F.|سنة=1979|لغة=en|المجلد=38|صفحات=367|الأخير2=Lamers|الأخير3=Muller|الأول2=H. J. G. L. M.|الأول3=E. A.|bibcode=1979A&AS...38..367L}}</ref> لكن لم يُطبق هذا المعيار على النجوم الأكثر برودة. وفي العام 1991، كان النجم «[[رو ذات الكرسي]]» النجم الأول الذي يوصف بمثابة نجم أصفر مفرط العملقة.<ref name="zsoldos">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Photometry of yellow semiregular variables - Rho Cassiopeiae|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|مسار=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1991-06_246_2/page/441|الأخير1=Zsoldos|الأول1=E.|سنة=1991|لغة=en|المجلد=246|صفحات=441|الأخير2=Percy|issn=0004-6361|الأول2=J. R.|bibcode=1991A&A...246..441Z}}</ref> وكان من المُحتمل أن تُجمع في فئة جديدة من النجوم اللامعة خلال مناقشات الفيزياء الشمسية والفيزياء الفلكية في ورشة التمييز المتداخل عام 1992.<ref name="dejager">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Yellow hypergiant interferometry: A clue to understanding evolutionary instability|صحيفة=In ESA|الأخير1=De Jager|الأول1=Cornelis|سنة=1992|لغة=en|المجلد=344|صفحات=109|الأخير2=Nieuwenhuijzen|الأول2=Hans|bibcode=1992ESASP.344..109D}}</ref>
ما زالت تعريفات مصطلح النجم الفرط العملقة مبهمة، وعلى الرغم من أنّ النجوم المفرطة العملقة تندرج تحت مرتبة الإضاءة 0، فقد حُددت بشكل أكثر شيوعًا تحت مراتب الإضاءة البديلة إل إيه-0 و إل إيه+.<ref name="achmad">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae)|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|مسار=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1992-06_259_2/page/600|الأخير1=Achmad|الأول1=L.|سنة=1992|لغة=en|المجلد=259|صفحات=600|الأخير2=Lamers|الأخير3=Nieuwenhuijzen|الأخير4=Van Genderen|issn=0004-6361|الأول2=H. J. G. L. M.|الأول3=H.|الأول4=A. M.|bibcode=1992A&A...259..600A}}</ref> يُحدد إضاءتها النجمية الهائلة عن طريق العديد من الميزات الطيفية الحساسة لجاذبية السطح، مثل نطاقات الخط إتش بيتّا في النجوم الحارة أو عن طريق انقطاع بالمر الحاد في النجوم الأكثر برودة. (انقطاع بالمر: الفرق في شدة الطيف النجمي المتصل على جانبي حد سلسلة بالمر من الهيدروجين عند طول موجة 364.6 نانومتر). غالبًا ما تشير جاذبية السطح الأقل إلى نجم أكبر، وبالتالي إضاءة أكبر.<ref name="ubvy">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=On the determination of effective temperature and surface gravity of B, A, and F stars using Stromgren UVBY beta photometry|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|مسار=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1993-02_268_2/page/653|الأخير1=Napiwotzki|الأول1=R.|سنة=1993|لغة=en|المجلد=268|صفحات=653|الأخير2=Schoenberner|الأخير3=Wenske|issn=0004-6361|الأول2=D.|الأول3=V.|bibcode=1993A&A...268..653N}}</ref> يمكن استخدام شدة خطوط الأكسجين المرصودة في النجوم الأبرد مثل أو آي عند طول موجة 777.4 نانومتر للمعايرة المباشرة مقابل الإضاءة النجمية.<ref name="ferro">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=A Revised Calibration of the MV-W(O I 7774) Relationship using Hipparcos Data: Its Application to Cepheids and Evolved Stars|صحيفة=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica|الأخير1=Arellano Ferro|الأول1=A.|سنة=2003|لغة=en|المجلد=39|صفحات=3|الأخير2=Giridhar|الأخير3=Rojo Arellano|الأول2=S.|الأول3=E.|arxiv=astro-ph/0210695|bibcode=2003RMxAA..39....3A}}</ref>
يُدعى الأسلوب الفيزيائي الفلكي المُستخدم في تحديد النجوم الصفراء المفرطة العملقة بشكل حاسم معيار كينان-سمولينسكي. هنا يجب توسيع جميع خطوط الامتصاص بشكل كبير، بحيث تتجاوز تلك المُتوقعة من النجوم الفائقة العملقة الساطعة، ويجب أيضًا إظهار دليل قوي على فقدان الكتلة الكبير. بالإضافة إلى ذلك، يتحتم أيضًا وجود واحد من عناصر إتش ألفا الموسعة. وربما تُظهر مخططات إتش ألفا معقدة بشكل كبير، وعادةً ما تتضمن خطوط انبعاث قوية مقترنة مع خطوط الامتصاص.<ref name="dejaeger">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=The yellow hypergiants|صحيفة=Astronomy and Astrophysics Review|الأخير1=De Jager|الأول1=C.|سنة=1998|لغة=en|المجلد=8|العدد=3|صفحات=145–180|pmc=|bibcode=1998A&ARv...8..145D|pmid=|doi=10.1007/s001590050009}}</ref>
تزداد مصطلحات النجوم الصفراء المفرطة العملقة تعقيدًا بسبب الإشارة إليها بنجوم فائقة العملقة باردة أو نجوم فائقة العملقة دافئة، ويعتمد هذا على السياق. تشير النجوم المفرطة العملقة الباردة إلى كل النجوم اللامعة وغير المستقرة بدرجة كافية والتي تكون أبرد من النجوم المفرطة العملقة الزرقاء والنجوم الزرقاء متغيرة الإضاءة، وتتضمن كلّ من النجوم الحمراء والصفراء المفرطة العملقة.<ref name="cool">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Long-term Spectroscopic Monitoring of Cool Hypergiants HR 8752, IRC+10420, and 6 Cas near the Yellow Evolutionary Void|صحيفة=370 Years of Astronomy in Utrecht. Proceedings of a Conference Held 2–5 April|الأخير1=Lobel|الأول1=A.|تاريخ=2013|لغة=en|المجلد=470|صفحات=167|الأخير2=De Jager|الأخير3=Nieuwenhuijzen|الأول2=K.|الأول3=H.|bibcode=2013ASPC..470..167L}}</ref> ويُستخدم مصطلح النجوم المفرطة العملقة الدافئة لفئتي النجوم عالية الإضاءة إيه وإف كما في المجرتين إم31 وإم33 وهي ليست نجومًا زرقاء متغيرة الإضاءة، وتستخدم عمومًا للنجوم المفرطة العملقة الصفراء.<ref name="warm">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution|صحيفة=The Astrophysical Journal|الأخير1=Humphreys|الأول1=Roberta M.|تاريخ=2013|لغة=en|المجلد=773|العدد=1|صفحات=46|الأخير2=Davidson|الأخير3=Grammer|الأخير4=Kneeland|الأخير5=Martin|الأخير6=Weis|الأخير7=Burggraf|الأول2=Kris|الأول3=Skyler|الأول4=Nathan|الأول5=John C.|الأول6=Kerstin|الأول7=Birgitta|arxiv=1305.6051|bibcode=2013ApJ...773...46H|doi=10.1088/0004-637X/773/1/46}}</ref><ref name="shenov">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Searching for Cool Dust in the Mid-to-far Infrared: The Mass-loss Histories of the Hypergiants μ Cep, VY CMa, IRC+10420, and ρ Cas|صحيفة=The Astronomical Journal|الأخير1=Shenoy|الأول1=Dinesh|سنة=2016|لغة=en|المجلد=151|العدد=3|صفحات=51|الأخير2=Humphreys|الأخير3=Jones|الأخير4=Marengo|الأخير5=Gehrz|الأخير6=Helton|الأخير7=Hoffmann|الأخير8=Skemer|الأخير9=Hinz|الأول2=Roberta M.|الأول3=Terry J.|الأول4=Massimo|الأول5=Robert D.|الأول6=L. Andrew|الأول7=William F.|الأول8=Andrew J.|الأول9=Philip M.|arxiv=1512.01529|bibcode=2016AJ....151...51S|doi=10.3847/0004-6256/151/3/51}}</ref>
== الخصائص ==
تشغل النجوم الصفراء المفرطة العملقة المنطقة التي تقع فوق الشريحة المثقبة في [[مخطط هرتسبرونغ وراسل]]، ويوجد في هذه المنطقة نجوم قليلة نسبيًا، وهذه النجوم [[شريحة متقلبة (علم الفلك)|غير مستقرة]] بشكلٍ عام. يتراوح المجال الطيفي ومجال درجة الحرارة بين الفئتين إيه0-كي2 و4000-8000 كلفن على التوالي. وتحاط هذه المنطقة من جهة درجات الحرارة المرتفعة ''بالفراغ الأصفر التطوري'' حيث تصبح النجوم اللامعة كهذه غير مستقرة بشكل كبير وتعاني من فقدان كتلة كبير. يفصل «الفراغ الأصفر التطوري» النجوم الصفراء المفرطة العملقة عن النجوم الزرقاء متغيرة الإضاءة، على الرغم من أن النجوم الصفراء المفرطة العملقة في أسحن درجات الحرارة التي تصل إليها والنجوم الزرقاء متغيرة الإضاءة في أبرد درجات الحرارة التي تصل إليها يمكن أن تكون نفس درجة الحرارة تقريبًا وهي 8000 كلفن. أمّا من جهة الحد الأدنى من درجات الحرارة لا يمكن الفصل بشكل واضح بين النجوم الصفراء المفرطة العملقة [[نجم أحمر فائق العملقة|والنجوم الحمراء الفائقة العملقة]]، ويُعد النجم [[RW الملتهب|آر دبليو الملتهب]] (درجة حرارته 4500 كلفن، [[إضاءة شمسية|وإضاءته الشمسية]] 555000) مثالًا عن النجم الذي يتشارك خصائص كل من النجوم المفرطة العملقة الصفراء والنجوم الحمراء الفائقة 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|pmid=|doi=10.1086/322438}}</ref><ref name="void">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|الأخير1=Nieuwenhuijzen|الأول1=H|تاريخ=2000|لغة=en|المجلد=353|صفحات=163–176|الأخير2=de Jager|الأول2=C|bibcode=2000A&A...353..163N}}</ref>
تملك النجوم الصفراء المفرطة العملقة مجال ضيق إلى حدٍ ما من الإضاءة الشمسية، وهي أعلى من 300000 (على سبيل المثال في نجم 382 القاعدة بإضاءة شمسية تبلغ 316000) وأقل من حد همفري ديفيدسون وتبلغ الإضاءة الشمسية عنده نحو 600000. وتعد النجوم الصفراء المفرطة العملقة من النجوم الأكثر إضاءةً بشكل مرئي وتبلغ ذروتها في منتصف النطاق المرئي (البصري)، ويبلغ مقدارها المطلق نحو -9 أو -9.5.<ref name="zsoldos" />
وهي ضخمة وغير مستقرة نوعًا ما، بالإضافة إلى جاذبية سطحية منخفضة جدًا. وفي المكان (على المنحنى البياني) الذي تبلغ فيه الجاذبية السطحية (لوغاريتم جي) [[نجم أصفر فائق العملقة|للنجوم الصفراء الفائقة العملقة]] أقل من 2، تبلغ الجاذبية السطحية للنجوم الصفراء المفرطة العملقة نحو الصفر. بالإضافة إلى أنها تنبض بشكل غير منتظم، مما يسبب تغيرات صغيرة في درجة الحرارة والإضاءة. ينتج عن هذا معدلات فقدان كتلة عالية جدًا، وفي هذه الحالة تكون السديميّة شائعة حول النجوم.<ref name="rhocas">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=The spectral variability of the cool hypergiant rho Cassiopeiae|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|الأخير1=Lobel|الأول1=A.|تاريخ=1998|لغة=en|المجلد=330|صفحات=659–675|الأخير2=Israelian|الأخير3=de Jager|الأخير4=Musaev|الأخير5=Parker|الأخير6=Mavrogiorgou|الأول2=G.|الأول3=C.|الأول4=F.|الأول5=J. W.|الأول6=A.|bibcode=1998A&A...330..659L}}</ref> ويمكن للانفجارات العَرَضية الكبيرة أن تحجب النجوم بشكل مؤقت.<ref name="outburst">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae|صحيفة=Stars as Suns : Activity|مؤلف1=Lobel|تاريخ=2003|لغة=en|المجلد=219|صفحات=903|مؤلف2=Stefanik|مؤلف3=Torres|مؤلف4=Davis|مؤلف5=Ilyin|مؤلف6=Rosenbush|arxiv=astro-ph/0312074|bibcode=2004IAUS..219..903L}}</ref>
تتشكل النجوم الصفراء المفرطة العملقة من النجوم مفرطة الكتلة بعد أن تصل في تطورها إلى نهاية النسق الأساسي (هو خط إحصائي للنجوم يشكل 80% من مختلف نجوم الكون مجموعة في رسم بياني بغرض تصنيفها من حيث اللون والإضاءة). مرّت معظم النجوم الصفراء المفرطة العملقة المرصودة في مرحلة النجم الأحمر الفائق العملقة من ثم تطورت لتصل إلى درجات حرارة أعلى، ولكن رُصد القليل فقط في مرحلة الانتقال الأولى الوجيزة من النسق الأساسي إلى نجم أحمر فائق العملقة. تنفجر النجوم الفائقة العملقة ذات الكتلة الأقل من 20 ضعف من كتلة الشمس متحولةً إلى مستعر أعظم بينما ما زالت في مرحلة النجم الأحمر الفائق العملقة، بينما لا تصبح درجة حرارة النجوم ذات الكتلة الأكبر من نحو 60 ضعف من كتلة الشمس أبرد من درجة حرارة النجم الأزرق الفائق العملقة. تعتمد نطاقات الكتلة الدقيقة على المعدنية والدوران.<ref name="groh2013">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death|صحيفة=Astronomy & Astrophysics|الأخير1=Groh|الأول1=Jose H.|سنة=2013|لغة=en|المجلد=558|صفحات=A131|الأخير2=Meynet|الأخير3=Georgy|الأخير4=Ekström|الأول2=Georges|الأول3=Cyril|الأول4=Sylvia|arxiv=1308.4681|bibcode=2013A&A...558A.131G|doi=10.1051/0004-6361/201321906}}</ref> ربما تكون النجوم الصفراء المفرطة العملقة عندما تبدأ درجة حرارتها بالانخفاض للمرة الأولى نجومًا مفرطة الكتلة بكتلة تصل إلى 60 ضعف من كتلة الشمس أو أكثر، ولكن تفقد النجوم التي تتجاوز مرحلة النجم الأحمر الفائق العملقة كتلة تعادل نحو نصف كتلتها البدائية (الأولية).<ref name="gesicki">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=A Modelling of Circumstellar BAII Lines for the Hypergiant Rho-Cassiopeiae|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|مسار=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1992-02_254_1-2/page/280|الأخير1=Gesicki|الأول1=K.|تاريخ=1992|لغة=en|المجلد=254|صفحات=280|bibcode=1992A&A...254..280G}}</ref>
من الناحية الكيميائية، تظهر معظم النجوم الصفراء المفرطة العملقة زيادة حادة في النتروجين، والصوديوم وبعض العناصر الثقيلة الأخرى في طبقتها السطحية. يُستنفذ الأوكسجين والكربون، بينما يزداد الهيليوم، كما هو متوقع في مرحلة ما بعد النسق الرئيسي التي يمر بها النجم.
== المراجع ==
{{مراجع|}}
{{روابط شقيقة|commons=Yellow hypergiants}}
{{نجوم}}
{{مواضيع النجوم المتغيرة}}
{{شريط بوابات|علم الفلك|نجوم}}
[[تصنيف:أنواع النجوم]]
[[تصنيف:ظواهر نجمية]]
[[تصنيف:نجوم مفرطة العملقة]]