عملاق أصفر ضخم

من ويكيبيديا، الموسوعة الحرة
اذهب إلى: تصفح، ‏ ابحث

النجم العملاق الأصفر الضخم (بالإنجليزية: Yellow supergiant star) هو نجم عملاق من النوع الطيفي F أو G .[1] ولمعانة من فئة عملاق ضخم على سبيل المثال:( Ia / Ib). النجم العملاق الأصفر الضخم مرحلة وسيطة وقصيرة الأجل من مراحل تطور النجوم بين العملاق الأزرق والنجم العملاق الأحمر.

النجوم العملاقة الصفراء الضخمة تطورت بعيدا عن نجوم النسق الأساسي وتضاعف حجمها وازداد لمعانها . والعمالقة الصفراء الضخمة أصغر من العملاقة الحمراء الضخمة. ومن الأمثلة على هذة النجوم والتى يمكن مشاهدتها بالعين المجردة سهيل و نجم الشمال.

الطيف[عدل]

النجوم العملاقة الصفراء الضخمة من الفئة F و G . على الرغم من أنة في بعض الأحيان هذا الصنف من النجوم يشمل أواخر الفئة A وأوائل الفئة K .[2][3][4] وتتميز هذه الأنواع الطيفية بخطوط الهيدروجين التي هي قوية جدا في الفئة A،وتضعف بالتدريج خلال F و G حتى تضعف جدا او تختفي في الفئة K .

بعض النجوم العملاقة الصفراء الضخمة نجوم معيارية::[5]

خصائص[عدل]

(العنقود الأحمر العملاق 1 RSGC1) يحتوي على 14 نجم عملاق أحمر ونجم عملاق أصفر واحد. .[6]

نطاق درجات الحرارة للنجوم العملاقة الصفراء محدود ويتوافق مع أنواعها الطيفية، من حوالي 4000 كلفن إلى 7000 كلفن.[7] ويتراوح لمعانها من حوالى , 1,000 L صعودا، إلى أكثر النجوم لمعان التي يتجاوز 100،000 L ويدل لمعان النجوم العالي على أنها أكبر بكثير من الشمس، حوالي من 30 إلى 100 مرة نصف قطر شمسي .[8] كتل العمالقة الصفراء تتفاوت كثيرا ، من نجوم أقل كتلة من الشمس من أمثال (دبليو العذراء ) إلى نجوم كتلتها تعادل 20 كتلة شمسية أو أكثر (مثال .في810 قنطورس).[7][9]

العمالقة الصفراء نجوم نادرة، أقل شيوعا بكثير من العملاقة الحمراء ونجوم النسق الأساسي. في مجرة المرأة المسلسلة التي من المحتمل أن نشأت قبل حولي 25,000 سنة من نجوم الفئة O .[10]

التغير[عدل]

المنحنى الضوئي للعملاق الأصفر دلتا الملتهب : يبين الدورات الزمنية وتغير شدة لمعانه.

العديد من العمالقة الصفراء في منطقة الشريحة المتقلبة في مخطط هرتزبرونغ-راسل لأن درجات حرارتها ولمعانها يسبب لها عدم الإستقرار . معظم العمالقة الصفراء التي لوحظت في قطاع الشريحة المتقلبة هى متغيرات سيفيدية المنسوبة إلى دلتا الملتهب أوّل نجم مكتشف من هذه الفئة.تنبض هذة النجوم خلال فترات محددة مرتبطة بمدى تغير لمعانها. . وهذا يعني أنها يمكن أن تستخدم كشموع معيارية لتحديد مسافة النجوم خلال معرفة فترة التغير فقط . النجوم القيفاوية ذات الفترات الأطول هى أكثر برودة وأكثر ضياء.[11]

متغيرات نجوم R الإكليل الشمالي غالبا ما تكون عمالقة صفراء، ولكن تغيرها يستنتج خلال آلية مختلفة عن النجوم القيفاوية. خلال فواصل زمنية غير منتظمة، لأنها تكون غير واضحة بسبب كثافةالغبار حول النجوم ولمعانها ينخفض بشكل كبير.[12]

مراجع[عدل]

  1. ^ p. 366, The evolution of massive stars with mass loss, Cesare Chiosi e Andre Maeder, Annual review of astronomy and astrophysics 24 (1986), pp. 329–375. بيب كود. doi:10.1146/annurev.aa.24.090186.001553.
  2. ^ Chiosi، Cesare؛ Maeder، André (1986). "The Evolution of Massive Stars with Mass Loss". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 24: 329. Bibcode:1986ARA&A..24..329C. doi:10.1146/annurev.aa.24.090186.001553. 
  3. ^ Giridhar، S.؛ Ferro، A.؛ Parrao، L. (1997). "Elemental Abundances and Atmospheric Parameters of Seven F-G Supergiants". Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 109: 1077. Bibcode:1997PASP..109.1077G. doi:10.1086/133978. 
  4. ^ Drout، Maria R.؛ Massey، Philip؛ Meynet، Georges (2012). "The Yellow and Red Supergiants of M33". The Astrophysical Journal. 750 (2): 97. Bibcode:2012ApJ...750...97D. arXiv:1203.0247Freely accessible. doi:10.1088/0004-637X/750/2/97. 
  5. ^ Garcia، B. (1989). "A list of MK standard stars". Bulletin d'Information du Centre de Donnees Stellaires. 36: 27. Bibcode:1989BICDS..36...27G. 
  6. ^ Figer، Donald F.؛ MacKenty، John W.؛ Robberto، Massimo؛ Smith، Kester؛ Najarro، Francisco؛ Kudritzki، Rolf P.؛ Herrero، Artemio (2006). "Discovery of an Extraordinarily Massive Cluster of Red Supergiants". The Astrophysical Journal. 643 (2): 1166. Bibcode:2006ApJ...643.1166F. arXiv:astro-ph/0602146Freely accessible. doi:10.1086/503275. 
  7. ^ أ ب Parsons، S. B. (1971). "Effective temperatures, intrinsic colours, and surface gravities of yellow supergiants and cepheids". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 152: 121. Bibcode:1971MNRAS.152..121P. doi:10.1093/mnras/152.1.121. 
  8. ^ Burki، G. (1978). "The semi-period-luminosity-color relation for supergiant stars". Astronomy and Astrophysics. 65: 357. Bibcode:1978A&A....65..357B. 
  9. ^ Gonzalez، Guillermo؛ Lambert، David L.؛ Giridhar، Sunetra (1997). "Abundance Analyses of the Field RV Tauri Variables: EP Lyrae, DY Orionis, AR Puppis, and R Sagittae". The Astrophysical Journal. 479: 427. Bibcode:1997ApJ...479..427G. doi:10.1086/303852. 
  10. ^ Drout، Maria R.؛ Massey، Philip؛ Meynet، Georges؛ Tokarz، Susan؛ Caldwell، Nelson (2009). "Yellow Supergiants in the Andromeda Galaxy (M31)". The Astrophysical Journal. 703: 441. Bibcode:2009ApJ...703..441D. arXiv:0907.5471Freely accessible. doi:10.1088/0004-637X/703/1/441. 
  11. ^ Majaess، D. J.؛ Turner، D. G.؛ Lane، D. J. (2009). "Characteristics of the Galaxy according to Cepheids". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 398: 263. Bibcode:2009MNRAS.398..263M. arXiv:0903.4206Freely accessible. doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x. 
  12. ^ Asplund، M.؛ Gustafsson، B.؛ Lambert، D. L.؛ Rao، N. K. (2000). "The R Coronae Borealis stars – atmospheres and abundances". Astronomy and Astrophysics. 353: 287. Bibcode:2000A&A...353..287A.