عملاق فائق أصفر

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، 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.[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]

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.

• بوابة علم الفلك
• بوابة نجوم