نجم أصفر فائق العملقة
ميّز عن نجم أصفر مفرط العملقة.
نجم أصفر فائق العملقة (بالإنجليزية: Yellow supergiant star) هو نجم عملاق من النوع الطيفي F أو G .[1] وإضاءته من فئة نجم فائق العملقة على سبيل المثال: (Ia / Ib). النجم الأصفر فائق العملقة مرحلة وسيطة وقصيرة الأجل من مراحل تطور النجوم بين العملاق الأزرق والنجم العملاق الأحمر.
النجوم الصفراء الفائقة العملقة تطورت بعيدا عن نجوم النسق الأساسي وتضاعف حجمها وازداد لمعانها. والنجوم الصفراء الفائقة العملقة أصغر من النجوم الحمراء الفائقة العملقة. ومن الأمثلة على هذة النجوم والتي يمكن مشاهدتها بالعين المجردة سهيل ونجم الشمال.
الطيف
عدلالنجوم الصفراء الفائقة العملقة 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 أو تختفي في الفئة K .
بعض النجوم الصفراء الفائقة العملقة نجوم معيارية::[5]
- F0 Ib: ألفا الأرنب
- F2 Ib: الجاثي 89
- F5 Ib: ألفا حامل رأس الغول
- F8 Ia: دلتا الكلب الأكبر
- G0 Ib: ام يو حامل رأس الغول
- G2 Ib: إلفا الدلو
- G5 Ib: الفرس الأعظم 9
- G8 Ib: ابسيلون التوأمان
خصائص
عدل
نطاق درجات الحرارة للنجوم العملاقة الصفراء محدود ويتوافق مع أنواعها الطيفية، من قرابة 4000 كلفن إلى 7000 كلفن.[7] ويتراوح لمعانها من قرابة 1,000 إضاءة شمسية صعودًا، إلى أكثر النجوم إضاءة التي يتجاوز 100,000 إضاءة شمسية ويدل إضاءة النجوم العالي على أنها أكبر بكثير من الشمس، إضاءة من 30 إلى 100 مرة نصف قطر شمسي .[8] كتل العمالقة الصفراء تتفاوت كثيرًا، 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 نحو 25,000 سنة من نجوم الفئة O.[10]
التغير
عدل
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 هي 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 هي 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 كثافة الغبار حول النجوم ولمعانها ينخفض بشكل كبير.[12]
مراجع
عدل- ^ 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. دُوِي:10.1146/annurev.aa.24.090186.001553.
- ^ Chiosi، Cesare؛ Maeder، André (1986). "The Evolution of Massive Stars with Mass Loss". Annual Review of Astronomy and Astrophysics. ج. 24: 329. Bibcode:1986ARA&A..24..329C. DOI:10.1146/annurev.aa.24.090186.001553.
- ^ 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. ج. 109: 1077. Bibcode:1997PASP..109.1077G. DOI:10.1086/133978.
- ^ Drout، Maria R.؛ Massey، Philip؛ Meynet، Georges (2012). "The Yellow and Red Supergiants of M33". The Astrophysical Journal. ج. 750 ع. 2: 97. arXiv:1203.0247. Bibcode:2012ApJ...750...97D. DOI:10.1088/0004-637X/750/2/97.
- ^ Garcia، B. (1989). "A list of MK standard stars". Bulletin d'Information du Centre de Donnees Stellaires. ج. 36: 27. Bibcode:1989BICDS..36...27G.
- ^ 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. ج. 643 ع. 2: 1166. arXiv:astro-ph/0602146. Bibcode:2006ApJ...643.1166F. DOI:10.1086/503275.
- ^ ا ب Parsons، S. B. (1971). "Effective temperatures, intrinsic colours, and surface gravities of yellow supergiants and cepheids". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 152: 121. Bibcode:1971MNRAS.152..121P. DOI:10.1093/mnras/152.1.121.
- ^ Burki، G. (1978). "The semi-period-luminosity-color relation for supergiant stars". Astronomy and Astrophysics. ج. 65: 357. Bibcode:1978A&A....65..357B.
- ^ 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. ج. 479: 427. Bibcode:1997ApJ...479..427G. DOI:10.1086/303852.
- ^ Drout، Maria R.؛ Massey، Philip؛ Meynet، Georges؛ Tokarz، Susan؛ Caldwell، Nelson (2009). "Yellow Supergiants in the Andromeda Galaxy (M31)". The Astrophysical Journal. ج. 703: 441. arXiv:0907.5471. Bibcode:2009ApJ...703..441D. DOI:10.1088/0004-637X/703/1/441.
- ^ Majaess، D. J.؛ Turner، D. G.؛ Lane، D. J. (2009). "Characteristics of the Galaxy according to Cepheids". Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. ج. 398: 263. arXiv:0903.4206. Bibcode:2009MNRAS.398..263M. DOI:10.1111/j.1365-2966.2009.15096.x.
- ^ Asplund، M.؛ Gustafsson، B.؛ Lambert، D. L.؛ Rao، N. K. (2000). "The R Coronae Borealis stars – atmospheres and abundances". Astronomy and Astrophysics. ج. 353: 287. Bibcode:2000A&A...353..287A.
