نجم فائق العملقة أصفر: الفرق بين النسختين

العملاق الفائق الأصفر (بالإنجليزية: Yellow hypergiant)‏ عبارة عن نجم فائق الكتلة 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 بالعمالقة الفائقة 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 العمالقة الضخمة الحمراء.

التصنيف

استُخدم مصطلح «عملاق فائق» في بداية عام 1929، ولكن ليس لوصف النجوم المعروفة حاليًا بالعمالقة الفائقة.^[1] كانت تُعرَّف العمالقة الفائقة من خلال فئة لمعانها «0»، وهي أكثر لمعانًا من ألمع العمالقة الضخمة التي تندرج تحت الفئة إل إيه،^[2] على الرغم من أنه لم يُشار إليها بالعمالقة الفائقة حتى نهاية السبعينيات من القرن العشرين.^[3] اقتُرح معيار آخر ليشير إلى العمالقة الفائقة في عام 1979 يتضمن بعض النجوم الساخنة الأخرى الفاقدة للكتلة اللامعة بشكل كبير،^[4] لكن لم يُطبق هذا المعيار على النجوم الأكثر برودة. وفي العام 1991، كان النجم «رو ذات الكرسي» النجم الأول الذي يوصف بمثابة نجم فائق أصفر.^[5] وكان من المُحتمل أن تُجمع في فئة جديدة من النجوم اللامعة خلال مناقشات الفيزياء الشمسية والفيزياء الفلكية في ورشة التمييز المتداخل عام 1992.^[6]

ما زالت تعريفات مصطلح العملاق الفائق مبهمة، وعلى الرغم من أنّ العمالقة الفائقة تندرج تحت فئة اللمعان (السطوع أو التألق) 0، فقد حُددت بشكل أكثر شيوعًا تحت فئات اللمعان البديلة إل إيه-0 و إل إيه+.^[7] يُحدد لمعانها النجمي الهائل 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 لمعان أكبر.^[8] يمكن استخدام شدة خطوط الأكسجين المرصودة في النجوم الأبرد مثل أو آي عند طول موجة 777.4 نانومتر للمعايرة المباشرة مقابل اللمعان النجمي.^[9]

يُدعى الأسلوب الفيزيائي الفلكي المُستخدم في تحديد العمالقة الفائقة الصفراء بشكل حاسم معيار كينان-سمولينسكي. هنا يجب توسيع جميع خطوط الامتصاص بشكل كبير، بحيث تتجاوز تلك المُتوقعة من العمالقة الضخمة 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.^[10]

تزداد مصطلحات العمالقة الفائقة الصفراء تعقيدًا بسبب الإشارة إليها بعمالقة فائقة باردة أو عمالقة فائقة دافئة، و يعتمد هذا على السياق. تشير العمالقة الفائقة الباردة إلى كل النجوم اللامعة وغير المستقرة بدرجة كافية والتي تكون أبرد من العمالقة الفائقة الزرقاء والنجوم الزرقاء متغيرة اللمعان، وتتضمن كلّ من العمالقة الفائقة الحمراء والصفراء.^[11] ويُستخدم مصطلح العمالقة الفائقة الدافئة لفئتي النجوم عالية اللمعان إيه وإف كما في المجرتين إم31 وإم33 وهي ليست نجومًا زرقاء متغيرة اللمعان، وتستخدم عمومًا للعمالقة الفائقة الصفراء.^[12]^[13]

الخصائص

تشغل العمالقة الفائقة الصفراء المنطقة التي تقع فوق الشريحة المثقبة في مخطط هروتزبرونغ-راسل، ويوجد في هذه المنطقة نجوم قليلة نسبيًا، وهذه النجوم 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» العمالقة الفائقة الصفراء عن النجوم الزرقاء متغيرة اللمعان، على الرغم من أن العمالقة الفائقة الصفراء في أسحن درجات الحرارة التي تصل إليها والنجوم الزرقاء متغيرة اللمعان 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 العمالقة الفائقة الصفراء والعمالقة الضخمة الحمراء، ويُعد النجم آر دبليو الملتهب (درجة حرارته 4500 كلفن، وسطوعه الشمسي 555000) مثالًا عن النجم الذي يتشارك خصائص كل من العمالقة الفائقة الصفراء والعمالقة الضخمة الحمراء.^[14]^[15]

تملك العمالقة الفائقة الصفراء مجال ضيق إلى حدٍ ما من السطوع الشمسي، وهو أعلى من 300000 (على سبيل المثال في نجم 382 القاعدة بسطوع شمسي يبلغ 316000) وأقل من حد همفري ديفيدسون ويبلغ السطوع الشمسي عنده نحو 600000. وتعد العمالقة الفائقة الصفراء من النجوم الأكثر سطوعًا بشكل مرئي وتبلغ ذروتها في منتصف النطاق المرئي (البصري)، ويبلغ مقدارها المطلق نحو -9 أو -9.5.^[5]

وهي ضخمة وغير مستقرة نوعًا ما، بالإضافة إلى جاذبية سطحية منخفضة جدًا. وفي المكان (على المنحنى البياني) الذي تبلغ فيه الجاذبية السطحية (لوغاريتم جي) للعمالقة الضخمة الصفراء أقل من 2، تبلغ الجاذبية السطحية للعمالقة الفائقة الصفراء نحو الصفر. بالإضافة إلى أنها تنبض بشكل غير منتظم، مما يسبب تغيرات صغيرة في درجة الحرارة والسطوع. ينتج عن هذا معدلات فقدان كتلة عالية جدًا، وفي هذه الحالة تكون السديميّة شائعة حول النجوم.^[16] ويمكن للانفجارات العَرَضية الكبيرة أن تحجب النجوم بشكل مؤقت.^[17]

تتشكل العمالقة الفائقة الصفراء من النجوم فائقة 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 وشدة اللمعان). مرّت معظم العمالقة الفائقة الصفراء المرصودة في مرحلة العملاق الضخم الأحمر من ثم تطورت لتصل إلى درجات حرارة أعلى، ولكن رُصد القليل فقط في مرحلة الانتقال الأولى الوجيزة من النسق الأساسي إلى عملاق ضخم أحمر. تنفجر العمالقة الضخمة ذات الكتلة الأقل من 20 ضعف من كتلة الشمس متحولةً إلى مستعر أعظم بينما ما زالت في مرحلة العملاق الضخم الأحمر، بينما لا تصبح درجة حرارة النجوم ذات الكتلة الأكبر من نحو 60 ضعف من كتلة الشمس أبرد من درجة حرارة العملاق الضخم الأزرق. تعتمد نطاقات الكتلة الدقيقة على المعدنية والدوران.^[18] ربما تكون العمالقة الفائقة الصفراء عندما تبدأ درجة حرارتها بالانخفاض للمرة الأولى نجومًا فائقة الكتلة بكتلة تصل إلى 60 ضعف من كتلة الشمس أو أكثر، ولكن تفقد النجوم التي تتجاوز مرحلة العملاق الضخم الأحمر كتلة تعادل نحو نصف كتلتها البدائية (الأولية).^[19]

من الناحية الكيميائية، تظهر معظم العمالقة الفائقة الصفراء 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.

مراجع

^ Wallenquist، Aå (1929). "An attempt to determine the mean masses of the stars in the globular cluster M 3". Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. ج. 5: 67. Bibcode:1929BAN.....5...67W.
^ Morgan، William Wilson؛ Keenan، Philip Childs؛ Kellman، Edith (1943). "An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification". Chicago. Bibcode:1943assw.book.....M.
^ De Jager، Cornelis (1980). "The Main Observational Characteristics of the Most Luminous Stars". The Brightest Stars. ص. 18–56. DOI:10.1007/978-94-009-9030-2_2. ISBN:978-90-277-1110-6.
^ Llorente De Andres، F.؛ Lamers، H. J. G. L. M.؛ Muller، E. A. (1979). "Line Blocking in the Near Ultraviolet Spectrum of Early-Type Stars—Part Two—the Dependence on Spectral Type and Luminosity for Normal Stars". Astronomy and Astrophysics Supplement. ج. 38: 367. Bibcode:1979A&AS...38..367L.
^ ^أ ^ب Zsoldos، E.؛ Percy، J. R. (1991). "Photometry of yellow semiregular variables - Rho Cassiopeiae". Astronomy and Astrophysics. ج. 246: 441. Bibcode:1991A&A...246..441Z. ISSN:0004-6361.
^ De Jager، Cornelis؛ Nieuwenhuijzen، Hans (1992). "Yellow hypergiant interferometry: A clue to understanding evolutionary instability". In ESA. ج. 344: 109. Bibcode:1992ESASP.344..109D.
^ Achmad، L.؛ Lamers، H. J. G. L. M.؛ Nieuwenhuijzen، H.؛ Van Genderen، A. M. (1992). "A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae)". Astronomy and Astrophysics. ج. 259: 600. Bibcode:1992A&A...259..600A. ISSN:0004-6361.
^ Napiwotzki، R.؛ Schoenberner، D.؛ Wenske، V. (1993). "On the determination of effective temperature and surface gravity of B, A, and F stars using Stromgren UVBY beta photometry". Astronomy and Astrophysics. ج. 268: 653. Bibcode:1993A&A...268..653N. ISSN:0004-6361.
^ Arellano Ferro، A.؛ Giridhar، S.؛ Rojo Arellano، E. (2003). "A Revised Calibration of the MV-W(O I 7774) Relationship using Hipparcos Data: Its Application to Cepheids and Evolved Stars". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. ج. 39: 3. arXiv:astro-ph/0210695. Bibcode:2003RMxAA..39....3A.
^ De Jager، C. (1998). "The yellow hypergiants". Astronomy and Astrophysics Review. ج. 8 ع. 3: 145–180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. DOI:10.1007/s001590050009.
^ Lobel، A.؛ De Jager، K.؛ Nieuwenhuijzen، H. (2013). "Long-term Spectroscopic Monitoring of Cool Hypergiants HR 8752, IRC+10420, and 6 Cas near the Yellow Evolutionary Void". 370 Years of Astronomy in Utrecht. Proceedings of a Conference Held 2–5 April. ج. 470: 167. Bibcode:2013ASPC..470..167L.
^ Humphreys، Roberta M.؛ Davidson، Kris؛ Grammer، Skyler؛ Kneeland، Nathan؛ Martin، John C.؛ Weis، Kerstin؛ Burggraf، Birgitta (2013). "Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution". The Astrophysical Journal. ج. 773 ع. 1: 46. arXiv:1305.6051. Bibcode:2013ApJ...773...46H. DOI:10.1088/0004-637X/773/1/46.
^ Shenoy، Dinesh؛ Humphreys، Roberta M.؛ Jones، Terry J.؛ Marengo، Massimo؛ Gehrz، Robert D.؛ Helton، L. Andrew؛ Hoffmann، William F.؛ Skemer، Andrew J.؛ Hinz، Philip M. (2016). "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". The Astronomical Journal. ج. 151 ع. 3: 51. arXiv:1512.01529. Bibcode:2016AJ....151...51S. DOI:10.3847/0004-6256/151/3/51.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)
^ Stothers، R. B.؛ Chin، C. W. (2001). "Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars". The Astrophysical Journal. ج. 560 ع. 2: 934. Bibcode:2001ApJ...560..934S. DOI:10.1086/322438.
^ Nieuwenhuijzen، H؛ de Jager، C (2000). "Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420". Astronomy and Astrophysics. ج. 353: 163–176. Bibcode:2000A&A...353..163N.
^ Lobel، A.؛ Israelian، G.؛ de Jager، C.؛ Musaev، F.؛ Parker، J. W.؛ Mavrogiorgou، A. (1998). "The spectral variability of the cool hypergiant rho Cassiopeiae". Astronomy and Astrophysics. ج. 330: 659–675. Bibcode:1998A&A...330..659L.
^ Lobel؛ Stefanik؛ Torres؛ Davis؛ Ilyin؛ Rosenbush (2003). "Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae". Stars as Suns : Activity. ج. 219: 903. arXiv:astro-ph/0312074. Bibcode:2004IAUS..219..903L.
^ Groh، Jose H.؛ Meynet، Georges؛ Georgy، Cyril؛ Ekström، Sylvia (2013). "Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death". Astronomy & Astrophysics. ج. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A&A...558A.131G. DOI:10.1051/0004-6361/201321906.
^ Gesicki، K. (1992). "A Modelling of Circumstellar BAII Lines for the Hypergiant Rho-Cassiopeiae". Astronomy and Astrophysics. ج. 254: 280. Bibcode:1992A&A...254..280G.

هذه بذرة مقالة عن علم الفلك بحاجة للتوسيع. فضلًا شارك في تحريرها.

[wallenquist2-1] Wallenquist، Aå (1929). "An attempt to determine the mean masses of the stars in the globular cluster M 3". Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. ج. 5: 67. Bibcode:1929BAN.....5...67W.

[2] Morgan، William Wilson؛ Keenan، Philip Childs؛ Kellman، Edith (1943). "An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification". Chicago. Bibcode:1943assw.book.....M.

[dejager1980-3] De Jager، Cornelis (1980). "The Main Observational Characteristics of the Most Luminous Stars". The Brightest Stars. ص. 18–56. DOI:10.1007/978-94-009-9030-2_2. ISBN:978-90-277-1110-6.

[desandres-4] Llorente De Andres، F.؛ Lamers، H. J. G. L. M.؛ Muller، E. A. (1979). "Line Blocking in the Near Ultraviolet Spectrum of Early-Type Stars—Part Two—the Dependence on Spectral Type and Luminosity for Normal Stars". Astronomy and Astrophysics Supplement. ج. 38: 367. Bibcode:1979A&AS...38..367L.

[zsoldos-5] أ ^ب Zsoldos، E.؛ Percy، J. R. (1991). "Photometry of yellow semiregular variables - Rho Cassiopeiae". Astronomy and Astrophysics. ج. 246: 441. Bibcode:1991A&A...246..441Z. ISSN:0004-6361.

[dejager-6] De Jager، Cornelis؛ Nieuwenhuijzen، Hans (1992). "Yellow hypergiant interferometry: A clue to understanding evolutionary instability". In ESA. ج. 344: 109. Bibcode:1992ESASP.344..109D.

[achmad-7] Achmad، L.؛ Lamers، H. J. G. L. M.؛ Nieuwenhuijzen، H.؛ Van Genderen، A. M. (1992). "A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae)". Astronomy and Astrophysics. ج. 259: 600. Bibcode:1992A&A...259..600A. ISSN:0004-6361.

[ubvy-8] Napiwotzki، R.؛ Schoenberner، D.؛ Wenske، V. (1993). "On the determination of effective temperature and surface gravity of B, A, and F stars using Stromgren UVBY beta photometry". Astronomy and Astrophysics. ج. 268: 653. Bibcode:1993A&A...268..653N. ISSN:0004-6361.

[ferro-9] Arellano Ferro، A.؛ Giridhar، S.؛ Rojo Arellano، E. (2003). "A Revised Calibration of the MV-W(O I 7774) Relationship using Hipparcos Data: Its Application to Cepheids and Evolved Stars". Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. ج. 39: 3. arXiv:astro-ph/0210695. Bibcode:2003RMxAA..39....3A.

[dejaeger-10] De Jager، C. (1998). "The yellow hypergiants". Astronomy and Astrophysics Review. ج. 8 ع. 3: 145–180. Bibcode:1998A&ARv...8..145D. DOI:10.1007/s001590050009.

[cool-11] Lobel، A.؛ De Jager، K.؛ Nieuwenhuijzen، H. (2013). "Long-term Spectroscopic Monitoring of Cool Hypergiants HR 8752, IRC+10420, and 6 Cas near the Yellow Evolutionary Void". 370 Years of Astronomy in Utrecht. Proceedings of a Conference Held 2–5 April. ج. 470: 167. Bibcode:2013ASPC..470..167L.

[warm-12] Humphreys، Roberta M.؛ Davidson، Kris؛ Grammer، Skyler؛ Kneeland، Nathan؛ Martin، John C.؛ Weis، Kerstin؛ Burggraf، Birgitta (2013). "Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution". The Astrophysical Journal. ج. 773 ع. 1: 46. arXiv:1305.6051. Bibcode:2013ApJ...773...46H. DOI:10.1088/0004-637X/773/1/46.

[shenov-13] Shenoy، Dinesh؛ Humphreys، Roberta M.؛ Jones، Terry J.؛ Marengo، Massimo؛ Gehrz، Robert D.؛ Helton، L. Andrew؛ Hoffmann، William F.؛ Skemer، Andrew J.؛ Hinz، Philip M. (2016). "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". The Astronomical Journal. ج. 151 ع. 3: 51. arXiv:1512.01529. Bibcode:2016AJ....151...51S. DOI:10.3847/0004-6256/151/3/51.{{استشهاد بدورية محكمة}}: صيانة الاستشهاد: دوي مجاني غير معلم (link)

[stothers-14] Stothers، R. B.؛ Chin، C. W. (2001). "Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars". The Astrophysical Journal. ج. 560 ع. 2: 934. Bibcode:2001ApJ...560..934S. DOI:10.1086/322438.

[void-15] Nieuwenhuijzen، H؛ de Jager، C (2000). "Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420". Astronomy and Astrophysics. ج. 353: 163–176. Bibcode:2000A&A...353..163N.

[rhocas-16] Lobel، A.؛ Israelian، G.؛ de Jager، C.؛ Musaev، F.؛ Parker، J. W.؛ Mavrogiorgou، A. (1998). "The spectral variability of the cool hypergiant rho Cassiopeiae". Astronomy and Astrophysics. ج. 330: 659–675. Bibcode:1998A&A...330..659L.

[outburst-17] Lobel؛ Stefanik؛ Torres؛ Davis؛ Ilyin؛ Rosenbush (2003). "Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae". Stars as Suns : Activity. ج. 219: 903. arXiv:astro-ph/0312074. Bibcode:2004IAUS..219..903L.

[groh2013-18] Groh، Jose H.؛ Meynet، Georges؛ Georgy، Cyril؛ Ekström، Sylvia (2013). "Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death". Astronomy & Astrophysics. ج. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A&A...558A.131G. DOI:10.1051/0004-6361/201321906.

[gesicki-19] Gesicki، K. (1992). "A Modelling of Circumstellar BAII Lines for the Hypergiant Rho-Cassiopeiae". Astronomy and Astrophysics. ج. 254: 280. Bibcode:1992A&A...254..280G.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]

[13]

[14]

[15]

[16]

[17]

[18]

[19]

@@ سطر 1: / سطر 1: @@
 {{Star nav}}
 [[صورة:HR-diag-instability-strip.svg|النجوم العملاقة الفائقة االصفراء تقع فوق [[شريحة متقلبة (فلك)|الشريحة المتقلبة]] في [[رسم هرتزبرونغ-راسل]]|يمين|تصغير|200px]]
+العملاق الفائق الأصفر {{إنج|''Yellow hypergiant''}} عبارة عن [[عملاق فائق|نجم فائق الكتلة]] 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 بالعمالقة الفائقة 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 [[عملاق ضخم|العمالقة الضخمة]] الحمراء.
-'''النجم العملاق الفائق الأصفر'''  {{إنج|''Yellow hypergiant''}}هو [[نجم]] [[عملاق فائق]] الكتلة لة غلاف نجمي متوسع ومن الفئة الطيفية من A إلى K، وتقدر كتلة الأولية مابين  20-60 [[كتلة شمسية]] .النجوم العملاقة الفائقة االصفراء من بين اسطع النجوم ب[[قدر مطلق]] (M<sub>V</sub>) في حدود −9
-، ولكن أيضا واحدة من أندر النجوم . 15 نجم فقط تم رصدة في  [[مجرة]] [[درب التبانة]] حتى الآن منها ستة نجوم  موجودة في [[عنقود نجمي|العنقود النجمي]] الضخم '''وسترلاند 1'''.<ref name=clark>{{Cite journal |الأخير=Clark |الأول=J. S. |display-authors=etal |التاريخ=2005 |العنوان=On the massive stellar population of the super star cluster Westerlund 1 |journal=Astronomy & Astrophysics |volume=434 |issue=3 |الصفحات=949–969 |doi=10.1051/0004-6361:20042413 |bibcode=2005A&A...434..949C|arxiv = astro-ph/0504342 |الأخير2=Negueruela |الأول2=I. |الأخير3=Crowther |الأول3=P. A. |الأخير4=Goodwin |الأول4=S. P. }}</ref>  .
+== التصنيف ==
-استخدم مصطلح "عملاق فائق (hypergiant)" "في وقت مبكر من عام 1929.<ref name=wallenquist>{{cite journal|bibcode=1929BAN.....5...67W|العنوان=An attempt to determine the mean masses of the stars in the globular cluster M 3|journal=Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands|volume=5|الصفحات=67|المؤلف1=Wallenquist|الأول1=Aå|السنة=1929}}</ref>، ولكن ليس للنجوم التي تعرف حاليا باسم عملاق فائق. العملاق الفائق يعرف من خلال [[تصنيف نجمي|فئة لمعانة]] " 0 "، والأعلى لمعانا من ألمع العمالقة من الدرجة الأولى أ (Ia) <ref>{{cite journal|bibcode=1943assw.book.....M|العنوان=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification|journal=Chicago|المؤلف1=Morgan|الأول1=William Wilson|الأخير2=Keenan|الأول2=Philip Childs|الأخير3=Kellman|الأول3=Edith|السنة=1943}}</ref>
+استُخدم مصطلح «عملاق فائق» في بداية عام 1929، ولكن ليس لوصف النجوم المعروفة حاليًا بالعمالقة الفائقة.<ref name="wallenquist2">{{cite journal|bibcode=1929BAN.....5...67W|title=An attempt to determine the mean masses of the stars in the globular cluster M 3|journal=Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands|volume=5|pages=67|last1=Wallenquist|first1=Aå|year=1929}}</ref> كانت تُعرَّف العمالقة الفائقة من خلال فئة لمعانها «0»، وهي أكثر لمعانًا من ألمع العمالقة الضخمة التي تندرج تحت الفئة إل إيه،<ref>{{cite journal|bibcode=1943assw.book.....M|title=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification|journal=Chicago|last1=Morgan|first1=William Wilson|last2=Keenan|first2=Philip Childs|last3=Kellman|first3=Edith|year=1943}}</ref> على الرغم من أنه لم يُشار إليها بالعمالقة الفائقة حتى نهاية السبعينيات من القرن العشرين.<ref name="dejager1980">{{cite book|doi=10.1007/978-94-009-9030-2_2|chapter=The Main Observational Characteristics of the Most Luminous Stars|title=The Brightest Stars|pages=18–56|year=1980|last1=De Jager|first1=Cornelis|isbn=978-90-277-1110-6}}</ref> اقتُرح معيار آخر ليشير إلى العمالقة الفائقة في عام 1979 يتضمن بعض النجوم الساخنة الأخرى الفاقدة للكتلة اللامعة بشكل كبير،<ref name="desandres">{{cite journal|bibcode=1979A&AS...38..367L|title=Line Blocking in the Near Ultraviolet Spectrum of Early-Type Stars—Part Two—the Dependence on Spectral Type and Luminosity for Normal Stars|journal=Astronomy and Astrophysics Supplement|volume=38|pages=367|last1=Llorente De Andres|first1=F.|last2=Lamers|first2=H. J. G. L. M.|last3=Muller|first3=E. A.|year=1979}}</ref> لكن لم يُطبق هذا المعيار على النجوم الأكثر برودة. وفي العام 1991، كان النجم «<nowiki/>[[رو ذات الكرسي]]» النجم الأول الذي يوصف بمثابة نجم فائق أصفر.<ref name="zsoldos">{{cite journal|bibcode=1991A&A...246..441Z|title=Photometry of yellow semiregular variables - Rho Cassiopeiae|journal=Astronomy and Astrophysics|issn=0004-6361|volume=246|pages=441|last1=Zsoldos|first1=E.|last2=Percy|first2=J. R.|year=1991}}</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">{{cite journal|bibcode=1992ESASP.344..109D|title=Yellow hypergiant interferometry: A clue to understanding evolutionary instability|journal=In ESA|volume=344|pages=109|last1=De Jager|first1=Cornelis|last2=Nieuwenhuijzen|first2=Hans|year=1992}}</ref>
+ما زالت تعريفات مصطلح العملاق الفائق مبهمة، وعلى الرغم من أنّ العمالقة الفائقة تندرج تحت فئة اللمعان (السطوع أو التألق) 0، فقد حُددت بشكل أكثر شيوعًا تحت فئات اللمعان البديلة إل إيه-0 و إل إيه+.<ref name="achmad">{{cite journal|bibcode=1992A&A...259..600A|title=A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae)|journal=Astronomy and Astrophysics|issn=0004-6361|volume=259|pages=600|last1=Achmad|first1=L.|last2=Lamers|first2=H. J. G. L. M.|last3=Nieuwenhuijzen|first3=H.|last4=Van Genderen|first4=A. M.|year=1992}}</ref> يُحدد لمعانها النجمي الهائل 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 لمعان أكبر.<ref name="ubvy">{{cite journal|bibcode=1993A&A...268..653N|title=On the determination of effective temperature and surface gravity of B, A, and F stars using Stromgren UVBY beta photometry|journal=Astronomy and Astrophysics|issn=0004-6361|volume=268|pages=653|last1=Napiwotzki|first1=R.|last2=Schoenberner|first2=D.|last3=Wenske|first3=V.|year=1993}}</ref> يمكن استخدام شدة خطوط الأكسجين المرصودة في النجوم الأبرد مثل أو آي عند طول موجة 777.4 نانومتر للمعايرة المباشرة مقابل اللمعان النجمي.<ref name="ferro">{{cite journal|bibcode=2003RMxAA..39....3A|title=A Revised Calibration of the MV-W(O I 7774) Relationship using Hipparcos Data: Its Application to Cepheids and Evolved Stars|journal=Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica|volume=39|pages=3|last1=Arellano Ferro|first1=A.|last2=Giridhar|first2=S.|last3=Rojo Arellano|first3=E.|year=2003|arxiv=astro-ph/0210695}}</ref>
+يُدعى الأسلوب الفيزيائي الفلكي المُستخدم في تحديد العمالقة الفائقة الصفراء بشكل حاسم معيار كينان-سمولينسكي. هنا يجب توسيع جميع خطوط الامتصاص بشكل كبير، بحيث تتجاوز تلك المُتوقعة من العمالقة الضخمة 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">{{Cite journal|last1=De Jager|first1=C.|title=The yellow hypergiants|doi=10.1007/s001590050009|journal=Astronomy and Astrophysics Review|volume=8|issue=3|pages=145–180|year=1998|pmid=|pmc=|bibcode=1998A&ARv...8..145D}}</ref>
+تزداد مصطلحات العمالقة الفائقة الصفراء تعقيدًا بسبب الإشارة إليها بعمالقة فائقة باردة أو عمالقة فائقة دافئة، و يعتمد هذا على السياق. تشير العمالقة الفائقة الباردة إلى كل النجوم اللامعة وغير المستقرة بدرجة كافية والتي تكون أبرد من العمالقة الفائقة الزرقاء والنجوم الزرقاء متغيرة اللمعان، وتتضمن كلّ من العمالقة الفائقة الحمراء والصفراء.<ref name="cool">{{cite journal|bibcode=2013ASPC..470..167L|title=Long-term Spectroscopic Monitoring of Cool Hypergiants HR 8752, IRC+10420, and 6 Cas near the Yellow Evolutionary Void|journal=370 Years of Astronomy in Utrecht. Proceedings of a Conference Held 2–5 April|volume=470|pages=167|last1=Lobel|first1=A.|last2=De Jager|first2=K.|last3=Nieuwenhuijzen|first3=H.|date=2013}}</ref> ويُستخدم مصطلح العمالقة الفائقة الدافئة لفئتي النجوم عالية اللمعان إيه وإف كما في المجرتين إم31 وإم33 وهي ليست نجومًا زرقاء متغيرة اللمعان، وتستخدم عمومًا للعمالقة الفائقة الصفراء.<ref name="warm">{{Cite journal|arxiv=1305.6051|last4=Kneeland|doi=10.1088/0004-637X/773/1/46|date=2013|first7=Birgitta|last7=Burggraf|first6=Kerstin|last6=Weis|first5=John C.|last5=Martin|first4=Nathan|first3=Skyler|last1=Humphreys|last3=Grammer|first2=Kris|last2=Davidson|pages=46|issue=1|volume=773|journal=The Astrophysical Journal|title=Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution|first1=Roberta M.|bibcode=2013ApJ...773...46H}}</ref><ref name="shenov">{{cite journal|bibcode=2016AJ....151...51S|first4=Massimo|year=2016|first9=Philip M.|last9=Hinz|first8=Andrew J.|last8=Skemer|first7=William F.|last7=Hoffmann|first6=L. Andrew|last6=Helton|first5=Robert D.|last5=Gehrz|last4=Marengo|arxiv=1512.01529|first3=Terry J.|last3=Jones|first2=Roberta M.|last2=Humphreys|first1=Dinesh|last1=Shenoy|pages=51|issue=3|volume=151|journal=The Astronomical Journal|title=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|doi=10.3847/0004-6256/151/3/51}}</ref>
+== الخصائص ==
+تشغل العمالقة الفائقة الصفراء المنطقة التي تقع فوق الشريحة المثقبة في [[رسم هرتزبرونغ-راسل|مخطط هروتزبرونغ-راسل]]، 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» العمالقة الفائقة الصفراء عن النجوم الزرقاء متغيرة اللمعان، على الرغم من أن العمالقة الفائقة الصفراء في أسحن درجات الحرارة التي تصل إليها والنجوم الزرقاء متغيرة اللمعان 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 العمالقة الفائقة الصفراء والعمالقة الضخمة الحمراء، ويُعد النجم [[RW الملتهب|آر دبليو الملتهب]] (درجة حرارته 4500 كلفن، وسطوعه الشمسي 555000) مثالًا عن النجم الذي يتشارك خصائص كل من العمالقة الفائقة الصفراء والعمالقة الضخمة الحمراء.<ref name="stothers">{{Cite journal|last1=Stothers|first1=R. B.|last2=Chin|first2=C. W.|doi=10.1086/322438|title=Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars|journal=The Astrophysical Journal|volume=560|issue=2|pages=934|year=2001|pmid=|pmc=|bibcode=2001ApJ...560..934S}}</ref><ref name="void">{{cite journal|last1=Nieuwenhuijzen|first1=H|last2=de Jager|first2=C|title=Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420|journal=Astronomy and Astrophysics|date=2000|volume=353|pages=163–176|bibcode=2000A&A...353..163N}}</ref>
+تملك العمالقة الفائقة الصفراء مجال ضيق إلى حدٍ ما من السطوع الشمسي، وهو أعلى من 300000 (على سبيل المثال في نجم 382 القاعدة بسطوع شمسي يبلغ 316000) وأقل من حد همفري ديفيدسون ويبلغ السطوع الشمسي عنده نحو 600000. وتعد العمالقة الفائقة الصفراء من النجوم الأكثر سطوعًا 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) للعمالقة الضخمة الصفراء أقل من 2، تبلغ الجاذبية السطحية للعمالقة الفائقة الصفراء نحو الصفر. بالإضافة إلى أنها تنبض بشكل غير منتظم، مما يسبب تغيرات صغيرة في درجة الحرارة والسطوع. ينتج عن هذا معدلات فقدان كتلة عالية جدًا، وفي هذه الحالة تكون السديميّة شائعة حول النجوم.<ref name="rhocas">{{cite journal|last1=Lobel|last6=Mavrogiorgou|pages=659–675|volume=330|date=1998|journal=Astronomy and Astrophysics|title=The spectral variability of the cool hypergiant rho Cassiopeiae|first6=A.|first5=J. W.|first1=A.|last5=Parker|first4=F.|last4=Musaev|first3=C.|last3=de Jager|first2=G.|last2=Israelian|bibcode=1998A&A...330..659L}}</ref> ويمكن للانفجارات العَرَضية الكبيرة أن تحجب النجوم بشكل مؤقت.<ref name="outburst">{{cite journal|bibcode=2004IAUS..219..903L|author1=Lobel|author2=Stefanik|author3=Torres|author4=Davis|author5=Ilyin|author6=Rosenbush|title=Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae|journal=Stars as Suns : Activity|volume=219|pages=903|date=2003|arxiv=astro-ph/0312074}}</ref>
+تتشكل العمالقة الفائقة الصفراء من النجوم فائقة 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 وشدة اللمعان). مرّت معظم العمالقة الفائقة الصفراء المرصودة في مرحلة العملاق الضخم الأحمر من ثم تطورت لتصل إلى درجات حرارة أعلى، ولكن رُصد القليل فقط في مرحلة الانتقال الأولى الوجيزة من النسق الأساسي إلى عملاق ضخم أحمر. تنفجر العمالقة الضخمة ذات الكتلة الأقل من 20 ضعف من كتلة الشمس متحولةً إلى مستعر أعظم بينما ما زالت في مرحلة العملاق الضخم الأحمر، بينما لا تصبح درجة حرارة النجوم ذات الكتلة الأكبر من نحو 60 ضعف من كتلة الشمس أبرد من درجة حرارة العملاق الضخم الأزرق. تعتمد نطاقات الكتلة الدقيقة على المعدنية والدوران.<ref name="groh2013">{{cite journal|bibcode=2013A&A...558A.131G|arxiv=1308.4681|title=Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death|journal=Astronomy & Astrophysics|volume=558|pages=A131|last1=Groh|first1=Jose H.|last2=Meynet|first2=Georges|last3=Georgy|first3=Cyril|last4=Ekström|first4=Sylvia|year=2013|doi=10.1051/0004-6361/201321906}}</ref> ربما تكون العمالقة الفائقة الصفراء عندما تبدأ درجة حرارتها بالانخفاض للمرة الأولى نجومًا فائقة الكتلة بكتلة تصل إلى 60 ضعف من كتلة الشمس أو أكثر، ولكن تفقد النجوم التي تتجاوز مرحلة العملاق الضخم الأحمر كتلة تعادل نحو نصف كتلتها البدائية (الأولية).<ref name="gesicki">{{cite journal|bibcode=1992A&A...254..280G|title=A Modelling of Circumstellar BAII Lines for the Hypergiant Rho-Cassiopeiae|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=254|pages=280|last1=Gesicki|first1=K.|date=1992}}</ref>
+من الناحية الكيميائية، تظهر معظم العمالقة الفائقة الصفراء 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.
-[[درجة الحرارة الفعالة]] للنجوم العملاقة الفائقة االصفراء تترواح مابين 4000-8000 [[كلفن]]. وهذا يتوافق مع الفئة الطيفية من أواخر A  إلى أوائل
-K.
 ==مراجع==
 {{مراجع|}}

ع ن ت النجوم
التطور	تكون النجوم نجم قبل النسق الأساسي النسق الأساسي رأس فرع العملاق الأحمر فرع العملاقة الحمراء الفرع الأفقي عملاق مقارب تجريف شريحة متقلبة متثاقل أحمر شبة هالك نجوم الأعجوبة سديم كوكبي سديم كوكبي أولي متألق أحمر متعاظم متغير أزرق مضيء نجم وولف-رايت جمهرة النجوم مستعر أعظم مخادع مستعر أعظم مستعر فائق العظمة رسم هرتزبرونغ-راسل رسم هرتزبرونغ-راسل خط بياني لون–لون
نجم أولي	سحابة جزيئية منطقة هيدروجين II كرة بوك أجسام نجمية فتية جرم هيربج هارو مسار هياشي مسار هينيي جبار نجم T الثور إف يو الجبار نجم هيربيغ Ae/Be
درجة اللمعان	نجم شبه قزم قزم قزم أزرق قزم أحمر قزم أبيض قزم أسود قزم بني شبه عملاق نجم عملاق عملاق أزرق عملاق أحمر عملاق ساطع نجم بالغ العملقة عملاق أزرق ضخم عملاق أحمر ضخم أصفر نجم فائق العملقة أصفر نجم أزرق شارد
تصنيف نجمي	نجوم النسق الأساسي نوع-O B A F نجوم النسق الأساسي نوع-G K قزم أحمر Be OB نجم B شبه قزم نوع-متأخر متميز نجم إيه إم نجوم Ap وBp متذبذبة نجوم الباريوم كاربون نجم CH نجم هيليوم متطرف لامدا العواء نجم رصاصي زئبق-منغنيز S نجم قذيفي نجم تكنيشيوم
بقايا	قزم أبيض قزم أسود كوكب هيليوم نجم نيوتروني نباض نجم مغناطيسي ثقب أسود نجمي بقايا نجمية متراصة نجم كواركي نجم غريب Stellar core: EF النهر
نجوم افتراضية	نجم مظلم نجم مجمد شبيه النجم جسم ثورن-زيتكوف نجم حديدي
تفاعلات الانصهار النجمي	عملية ألفا تخليق العناصر تفاعل بروتون-بروتون المتسلسل وميض هيليوم دورة كربون-نيتروجين-أكسجين احتراق الليثيوم عملية احتراق الكربون عملية احتراق النيون عملية احتراق الأكسجين عملية احتراق السيليكون عملية التقاط النيوترون البطيئة عملية التقاط النيوترون السريعة الفيوزر مستعر بقايا مستعر
البنية	نواة الشمس منطقة الحمل الحراري اضطراب جزئي تذبذبات منطقة الإشعاع غلاف النجم الجوي غلاف ضوئي كلف نجمي غلاف لوني إكليل شمسي ريح نجمي فقاعة أستيروسيسمولوجي حد إدنجتون آلية كلفن هلمهولتز
خصائص	تسمية النجوم ديناميكا درجة الحرارة الفعالة علم حركة النجوم المجال المغناطيسي قدر قدر مطلق كتلة نجمية معدنية دوران نظام القياس الضوئي UBV نجم متغير
نظام نجمي	نجم ثنائي ثنائي متصل مغلف مشترك نظام نجمي قرص مزود نظام كوكبي المجموعة الشمسية
ملاحظات بأعتبار الأرض -نقطة مركزية للرصد	كوكبات قطبية خسان نجم القطب قدر القدر الظاهري الإخماد الفلكي تصوير ضوئي خط بياني لون–لون سرعة شعاعية حركة خاصة اختلاف المنظر اختلاف المنظر النجمي قياس ضوء النجوم المعيارية
قائمة النجوم	قائمة أسماء النجوم التقليدية قائمة أسماء النجوم العربية الصينية قائمة أكثر النجوم ضخامة النجوم الخفيفة قائمة أكبر النجوم قائمة ألمع النجوم تاريخيا قائمة النجوم المحددة للملاحة قائمة أشد النجوم إضاءة قائمة أقرب النجوم إلينا نجوم لامعة قريبة نجوم مستضيفة الأقزام البنية الثقوب السوداء قائمة السدم الكوكبية قائمة المستعرات في مجرة درب التبانة قائمة المستعرات الأعظمية قائمة بقايا المستعرات العظيمة قائمة مرشحي المستعر الأعظم قائمة جزيئات الأقراص حول النجمية والوسط بين النجمي Timeline of stellar astronomy
مقالات ذات صلة	جرم دون نجمي قزم بني قزم بني كوكب عنقود نجمي علم حركة النجوم عنقود مفتوح عنقود مغلق عنقود نجمي فائق سنة مجرية مجرة عنقود مجري هائل علم الرجفات الشمسية نجم زائر كوكبة كويكبة جاذبية نجم بين المجرات سحابة داكنة تحت حمراء قزم بني قزم شبه بني تصادم النجوم غلاف حول نجمي
بوابة نجوم