عرض مصدر عملاق فائق أصفر

{{Star nav}}
[[ملف:HR-diag-instability-strip.svg|النجوم العملاقة الفائقة االصفراء تقع فوق [[شريحة متقلبة (علم الفلك)|الشريحة المتقلبة]] في [[رسم هرتزشبرونغ-راسل|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.

== التصنيف ==
استُخدم مصطلح «عملاق فائق» في بداية عام 1929، ولكن ليس لوصف النجوم المعروفة حاليًا بالعمالقة الفائقة.<ref name="wallenquist2">{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1929BAN.....5...67W|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|المجلد=5|صفحات=67|الأخير1=Wallenquist|الأول1=Aå|سنة=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>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1943assw.book.....M|عنوان=An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification|صحيفة=Chicago|الأخير1=Morgan|الأول1=William Wilson|الأخير2=Keenan|الأول2=Philip Childs|الأخير3=Kellman|الأول3=Edith|سنة=1943}}</ref> على الرغم من أنه لم يُشار إليها بالعمالقة الفائقة حتى نهاية السبعينيات من القرن العشرين.<ref name="dejager1980">{{استشهاد بكتاب|doi=10.1007/978-94-009-9030-2_2|الفصل=The Main Observational Characteristics of the Most Luminous Stars|عنوان=The Brightest Stars|صفحات=18–56|سنة=1980|الأخير1=De Jager|الأول1=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">{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1979A&AS...38..367L|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|المجلد=38|صفحات=367|الأخير1=Llorente De Andres|الأول1=F.|الأخير2=Lamers|الأول2=H. J. G. L. M.|الأخير3=Muller|الأول3=E. A.|سنة=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">{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1991A&A...246..441Z|عنوان=Photometry of yellow semiregular variables - Rho Cassiopeiae|مسار=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1991-06_246_2/page/441|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|issn=0004-6361|المجلد=246|صفحات=441|الأخير1=Zsoldos|الأول1=E.|الأخير2=Percy|الأول2=J. R.|سنة=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">{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1992ESASP.344..109D|عنوان=Yellow hypergiant interferometry: A clue to understanding evolutionary instability|صحيفة=In ESA|المجلد=344|صفحات=109|الأخير1=De Jager|الأول1=Cornelis|الأخير2=Nieuwenhuijzen|الأول2=Hans|سنة=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">{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1992A&A...259..600A|عنوان=A photometric study of the G0-4 Ia(+) hypergiant HD 96918 (V382 Carinae)|مسار=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1992-06_259_2/page/600|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|issn=0004-6361|المجلد=259|صفحات=600|الأخير1=Achmad|الأول1=L.|الأخير2=Lamers|الأول2=H. J. G. L. M.|الأخير3=Nieuwenhuijzen|الأول3=H.|الأخير4=Van Genderen|الأول4=A. M.|سنة=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">{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1993A&A...268..653N|عنوان=On the determination of effective temperature and surface gravity of B, A, and F stars using Stromgren UVBY beta photometry|مسار=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1993-02_268_2/page/653|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|issn=0004-6361|المجلد=268|صفحات=653|الأخير1=Napiwotzki|الأول1=R.|الأخير2=Schoenberner|الأول2=D.|الأخير3=Wenske|الأول3=V.|سنة=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">{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2003RMxAA..39....3A|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|المجلد=39|صفحات=3|الأخير1=Arellano Ferro|الأول1=A.|الأخير2=Giridhar|الأول2=S.|الأخير3=Rojo Arellano|الأول3=E.|سنة=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">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=De Jager|الأول1=C.|عنوان=The yellow hypergiants|doi=10.1007/s001590050009|صحيفة=Astronomy and Astrophysics Review|المجلد=8|العدد=3|صفحات=145–180|سنة=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، ويعتمد 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">{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2013ASPC..470..167L|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|المجلد=470|صفحات=167|الأخير1=Lobel|الأول1=A.|الأخير2=De Jager|الأول2=K.|الأخير3=Nieuwenhuijzen|الأول3=H.|تاريخ=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">{{استشهاد بدورية محكمة|arxiv=1305.6051|الأخير4=Kneeland|doi=10.1088/0004-637X/773/1/46|تاريخ=2013|الأول7=Birgitta|الأخير7=Burggraf|الأول6=Kerstin|الأخير6=Weis|الأول5=John C.|الأخير5=Martin|الأول4=Nathan|الأول3=Skyler|الأخير1=Humphreys|الأخير3=Grammer|الأول2=Kris|الأخير2=Davidson|صفحات=46|العدد=1|المجلد=773|صحيفة=The Astrophysical Journal|عنوان=Luminous and Variable Stars in M31 and M33. I. The Warm Hypergiants and Post-Red Supergiant Evolution|الأول1=Roberta M.|bibcode=2013ApJ...773...46H}}</ref><ref name="shenov">{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2016AJ....151...51S|الأول4=Massimo|سنة=2016|الأول9=Philip M.|الأخير9=Hinz|الأول8=Andrew J.|الأخير8=Skemer|الأول7=William F.|الأخير7=Hoffmann|الأول6=L. Andrew|الأخير6=Helton|الأول5=Robert D.|الأخير5=Gehrz|الأخير4=Marengo|arxiv=1512.01529|الأول3=Terry J.|الأخير3=Jones|الأول2=Roberta M.|الأخير2=Humphreys|الأول1=Dinesh|الأخير1=Shenoy|صفحات=51|العدد=3|المجلد=151|صحيفة=The Astronomical Journal|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|doi=10.3847/0004-6256/151/3/51}}</ref>

== الخصائص ==
تشغل العمالقة الفائقة الصفراء المنطقة التي تقع فوق الشريحة المثقبة في [[رسم هرتزشبرونغ-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">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=Stothers|الأول1=R. B.|الأخير2=Chin|الأول2=C. W.|doi=10.1086/322438|عنوان=Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars|صحيفة=The Astrophysical Journal|المجلد=560|العدد=2|صفحات=934|سنة=2001|pmid=|pmc=|bibcode=2001ApJ...560..934S}}</ref><ref name="void">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=Nieuwenhuijzen|الأول1=H|الأخير2=de Jager|الأول2=C|عنوان=Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|تاريخ=2000|المجلد=353|صفحات=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">{{استشهاد بدورية محكمة|الأخير1=Lobel|الأخير6=Mavrogiorgou|صفحات=659–675|المجلد=330|تاريخ=1998|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|عنوان=The spectral variability of the cool hypergiant rho Cassiopeiae|الأول6=A.|الأول5=J. W.|الأول1=A.|الأخير5=Parker|الأول4=F.|الأخير4=Musaev|الأول3=C.|الأخير3=de Jager|الأول2=G.|الأخير2=Israelian|bibcode=1998A&A...330..659L}}</ref> ويمكن للانفجارات العَرَضية الكبيرة أن تحجب النجوم بشكل مؤقت.<ref name="outburst">{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2004IAUS..219..903L|مؤلف1=Lobel|مؤلف2=Stefanik|مؤلف3=Torres|مؤلف4=Davis|مؤلف5=Ilyin|مؤلف6=Rosenbush|عنوان=Spectroscopy of the Millennium Outburst and Recent Variability of the Yellow Hypergiant Rho Cassiopeiae|صحيفة=Stars as Suns : Activity|المجلد=219|صفحات=903|تاريخ=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">{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2013A&A...558A.131G|arxiv=1308.4681|عنوان=Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death|صحيفة=Astronomy & Astrophysics|المجلد=558|صفحات=A131|الأخير1=Groh|الأول1=Jose H.|الأخير2=Meynet|الأول2=Georges|الأخير3=Georgy|الأول3=Cyril|الأخير4=Ekström|الأول4=Sylvia|سنة=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">{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1992A&A...254..280G|عنوان=A Modelling of Circumstellar BAII Lines for the Hypergiant Rho-Cassiopeiae|مسار=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1992-02_254_1-2/page/280|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|المجلد=254|صفحات=280|الأخير1=Gesicki|الأول1=K.|تاريخ=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.

== مراجع ==
{{مراجع|}}
{{نجوم}}
{{مواضيع النجوم المتغيرة}}
{{شريط بوابات|علم الفلك|نجوم}}

[[تصنيف:أنواع النجوم]]
[[تصنيف:ظواهر نجمية]]
[[تصنيف:عمالقة فائقة]]