ويكيبيديا

فرع العملاقة الحمراء: الفرق بين النسختين

تصفح التاريخ تفاعلياً
[نسخة منشورة][نسخة منشورة]
→ التعديل السابقالتعديل اللاحق ←
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
مرئينص الويكي
Add 1 book for ويكيبيديا:إمكانية التحقق (20210104)) #IABot (v2.0.7) (GreenC bot
JarBot (نقاش | مساهمات)
17٬592٬533 تعديلاً
سطر 10:
جاء مصطلح فرع الحمراء العملاقة إلى حيز الاستخدام خلال [[عقد 1940|الأربعينيات]] و [[عقد 1950|الخمسينيات]]، على الرغم من انة استخدم في البداية كمصطلح عام للإشارة إلى منطقة النجوم الحمراء العملاقة في رسم هرتزبرونغ-راسل. ومع ان التفاعل النووى الحرارى على مدى عمر نجوم النسق الأساسي الذي تليه مرحلة الانكماش الدينامية الحرارية إلى [[قزم أبيض]] مفهوم منذ عام 1940، لكن التفاصيل الداخلية للأنواع المختلفة من النجوم العملاقة لم تكن معروفة.<ref name=gamow1939>{{استشهاد بدورية محكمة|doi=10.1103/PhysRev.55.718|عنوان=Physical Possibilities of Stellar Evolution|صحيفة=Physical Review|المجلد=55|العدد=8|صفحات=718|سنة=1939|الأخير1=Gamow|الأول1=G.|bibcode = 1939PhRv...55..718G }}</ref>
 
في عام 1968، تم استخدام اسم فرع [[عملاق مقارب]] (AGB) لفرع من النجوم أكثر ضياء إلى حد ما من الجزء الأكبر من العمالقة الحمراء الغير مستقرة، وفي كثير من الأحيان لجزء كبير من النجوم المتغيرة مثل النجم [[ميرا (نجم)|ميرا]].<ref name=sandage>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1968ApJ...153L.129S|عنوان=An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15|صحيفة=Astrophysical Journal|المجلد=153|صفحات=L129|مؤلف1=Sandage|الأول1=Allan|الأخير2=Katem|الأول2=Basil|الأخير3=Kristian|الأول3=Jerome|سنة=1968|doi=10.1086/180237}}</ref> عمليات رصد فرع العمالقة الحمراء المتشعب اجريت قبل سنوات ولكن لم يتضح كيف كانت الصلة بين السلاسل المختلفة.<ref name=arp>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1953AJ.....58....4A|عنوان=The color-magnitude diagram of the globular cluster M 92|صحيفة=Astronomical Journal|المجلد=58|صفحات=4|مؤلف1=Arp|الأول1=Halton C.|الأخير2=Baum|الأول2=William A.|الأخير3=Sandage|الأول3=Allan R.|سنة=1953|doi=10.1086/106800}}</ref> بحلول عام 1970، كانت المنطقة الحمراء العملاقة مفهومة جيدا باعتبارها مكونة من نجم [[شبه عملاق]] والعملاق الأحمر.وأصبح الفرع الأفقي، و فرعوفرع [[عملاق مقارب]] وحالة تطور النجوم في هذه المناطق مفهوم على نطاق واسع.<ref name=strom>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1970A&A.....8..243S|عنوان=On the Evolutionary Status of Stars above the Horizontal Branch in Globular Clusters|صحيفة=Astronomy and Astrophysics|المجلد=8|صفحات=243|مؤلف1=Strom|الأول1=S. E.|الأخير2=Strom|الأول2=K. M.|الأخير3=Rood|الأول3=R. T.|الأخير4=Iben|الأول4=I.|سنة=1970}}</ref> وقد وصف فرع العملاقة الحمراء كفرع العملاق الأول في عام 1967، لتمييزه عن فرع العملاق الثاني أو المقارب<ref name=iben>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1967ARA&A...5..571I|عنوان=Stellar Evolution Within and off the Main Sequence|صحيفة=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|المجلد=5|صفحات=571|مؤلف1=Iben|الأول1=Icko|سنة=1967|doi=10.1146/annurev.aa.05.090167.003035}}</ref> ولا يزال هذا المصطلح يستخدم اليوم في كثير من الأحيان.<ref name=pols>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1998MNRAS.298..525P|عنوان=Stellar evolution models for Z = 0.0001 to 0.03|صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|المجلد=298|العدد=2|صفحات=525|مؤلف1=Pols|الأول1=Onno R.|الأخير2=Schröder|الأول2=Klaus-Peter|الأخير3=Hurley|الأول3=Jarrod R.|الأخير4=Tout|الأول4=Christopher A.|الأخير5=Eggleton|الأول5=Peter P.|سنة=1998|doi=10.1046/j.1365-8711.1998.01658.x}}</ref>
 
الفيزياء النجمية الحديثة صاغت العمليات الداخلية التي تنتج مختلف مراحل حياة ما بعد التسلسل الرئيسي لنجوم الكتلة المعتدلة،<ref name=vassiliaid>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=1993ApJ...413..641V|عنوان=Evolution of low- and intermediate-mass stars to the end of the asymptotic giant branch with mass loss|صحيفة=Astrophysical Journal|المجلد=413|صفحات=641|مؤلف1=Vassiliadis|الأول1=E.|الأخير2=Wood|الأول2=P. R.|سنة=1993|doi=10.1086/173033}}</ref> مع التزايد المستمر للتعقيد والدقة.<ref name=marigo>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2008A&A...482..883M |doi=10.1051/0004-6361:20078467 |عنوان=Evolution of asymptotic giant branch stars |صحيفة=Astronomy and Astrophysics |المجلد=482 |العدد=3 |صفحات=883 |سنة=2008 |الأخير1=Marigo |الأول1=P. |الأخير2=Girardi |الأول2=L. |الأخير3=Bressan |الأول3=A. |الأخير4=Groenewegen |الأول4=M. A. T. |الأخير5=Silva |الأول5=L. |last6=Granato |first6=G. L. |arxiv = 0711.4922 }}</ref> ونتائج الأبحاث حول فرع العملاقة الحمراء تستخدم كأساس الأبحاث في المناطق الأخرى.<ref name=rizzi>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2007ApJ...661..815R|arxiv=astro-ph/0701518|عنوان=Tip of the Red Giant Branch Distances. II. Zero-Point Calibration|صحيفة=The Astrophysical Journal|المجلد=661|العدد=2|صفحات=815|مؤلف1=Rizzi|الأول1=Luca|الأخير2=Tully|الأول2=R. Brent|الأخير3=Makarov|الأول3=Dmitry|الأخير4=Makarova|الأول4=Lidia|الأخير5=Dolphin|الأول5=Andrew E.|last6=Sakai|first6=Shoko|last7=Shaya|first7=Edward J.|سنة=2007|doi=10.1086/516566}}</ref>
 
==التطور==
عندما تكون كتلة النجم مابين نحو {{solarكتلة massشمسية|0.4}} ([[كتلة شمسية]]) إلي {{solarكتلة massشمسية|12}} يستنزف [[نواة|أنوية]] ال[[هيدروجين]] ويدخل مرحلة حرق غلاف الهيدروجين خلال تحولة ليصبح عملاقا أحمر، ويصبح النجم أكبر وأكثر برودة من النسق الرئيسي. و داخل النجم يمر عبر عدة مراحل متميزة خلال حرق غلاف الهيدروجين والتي تنعكس على المظهر الخارجي للنجم.وتختلف المراحل التطورية اعتمادا بالدرجة الأولى على كتلة النجم، و[[معدنية (فلك)|المعدنية]].<ref name=Evolution>{{استشهاد بدورية محكمة | الأخير1 = Laughlin | الأول1 = G. | الأخير2 = Bodenheimer | الأول2 = P. | الأخير3 = Adams | الأول3 = F. C. | عنوان = نهاية التسلسل الرئيسي | doi = 10.1086/304125 | صحيفة = The Astrophysical Journal | المجلد = 482 | صفحات = 420 | سنة = 1997 | pmid = | pmc = |bibcode = 1997ApJ...482..420L }}</ref>
 
===مرحلة شبه عملاق===
بعد ان يستنزف نجم النسق الأساسي [[نواة]] ال[[هيدروجين]]، فإنه يبدأ بدمج الهيدروجين في غلاف سميك حول نواة تتألف في معظمها من ال[[هيليوم]].لب الهليوم لا يزال أقل من حد شونبيرغ-شاندراسيخار وفي حالة [[توازن حراري]]،والنجم الآن [[شبه عملاق]].وتستهلاك الطاقة الإضافية المنتجة من صدفة الانصهار في تضخيم غلاف النجم ويبرد النجم ولا يزيد لمعانا.<ref name=catelan>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2007AIPC..930...39C|arxiv=astro-ph/0703724|عنوان=Structure and Evolution of Low-Mass Stars: An Overview and Some Open Problems|صحيفة=GRADUATE SCHOOL IN ASTRONOMY: XI Special Courses at the National Observatory of Rio de Janeiro (XI CCE). AIP Conference Proceedings|المجلد=930|صفحات=39|مؤلف1=Catelan|الأول1=Márcio|الأخير2=Roig|الأول2=Fernando|الأخير3=Alcaniz|الأول3=Jailson|الأخير4=de la Reza|الأول4=Ramiro|الأخير5=Lopes|الأول5=Dalton|سنة=2007|doi=10.1063/1.2790333}}</ref>
 
يستمر انصهار غلاف الهيدروجين في النجوم ذات الكتلة المقاربة لكتلة الشمس حتى تزداد كتلة لب الهليوم بما فيه الكفاية لدرجة [[مادة متحللة (فيزياء)|التحلل]].. ثم ينكمش اللب، مع ارتفاع درجة حرارتة، ويظهر النجم انحدار قوي لدرجة الحرارة.غلاف ال[[هيدروجين]] المنصهر من خلال حرارة [[دورة كربون-نيتروجين-أكسجين]] يزيد من معدل إنتاج الطاقة، والنجوم في هذة المرحلة تعتبر قريبة من فرع العملاقة الحمراء. لنجم بنفس كتلة الشمس، قد يستغرق ذلك ما يقرب من 2 مليارملياري سنة حتى يستنفد الهيدروجين من قلب النجم.<ref name=salaris2005>{{استشهاد بكتاب|bibcode=2005essp.book.....S|عنوان=Evolution of Stars and Stellar Populations|وصلة=https://archive.org/details/evolutionofstars0000sala|صحيفة=Evolution of Stars and Stellar Populations|صفحات=400|مؤلف1=Salaris|الأول1=Maurizio|الأخير2=Cassisi|الأول2=Santi|سنة=2005}}</ref>
 
===تصاعد فرع العملاق الأحمر===
سطر 26:
[[ملف:Evolutionary track 5m.svg|thumb|يمين|النجوم الهائلة والأكبر كتلة من الشمس لا يكون لها نواة متحللة وتغادر فرع العملاق الأحمر قبل الرأس عندما يتشعل الهليوم من دون حدوث وميض.]]
 
النجوم القريبة من مرحلة فرع العملاق الأحمر لها درجات حرارة متماثلة في حدود 5000 [[كلفن]]، وهو ما يمثل أوائل إلى منتصف النوع الطيفي K. ويتراوح لمعانها مابين عدة مرات أكثر من الشمس للنجوم العمالقة الحمراء ذات الكتلة المنخفضة إلى عدة آلاف من المرات للنجوم ذات الكتلة المقاربة من {{solarكتلة massشمسية|8}} [[كتلة شمسية]].<ref name="vandenberg" />
 
ومع استمرار إنتاج غلاف الهيدروجين لهذة النجوم للمزيد من الهليوم، كتلة نواة نجوم فرع العملاق الأحمر تزداد وكذلك درجة حرارتها. هذا يتسبب في انصهار غلاف الهيدروجين بسرعة أكبر.وتصبح النجوم أكثر ضياء، ويكبر حجمها، وتصبح ابرد إلى حد ما. وهي وصفة الصعود إلى مرحلة فرع العملاق الأحمر.<ref name=hekker>{{استشهاد بدورية محكمة|bibcode=2011MNRAS.414.2594H|arxiv=1103.0141|عنوان=Characterization of red giant stars in the public Kepler data|صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|المجلد=414|العدد=3|صفحات=2594|مؤلف1=Hekker|الأول1=S.|الأخير2=Gilliland|الأول2=R. L.|الأخير3=Elsworth|الأول3=Y.|الأخير4=Chaplin|الأول4=W. J.|الأخير5=De Ridder|الأول5=J.|last6=Stello|first6=D.|last7=Kallinger|first7=T.|last8=Ibrahim|first8=K. A.|last9=Klaus|first9=T. C.|last10=Li|first10=J.|سنة=2011|doi=10.1111/j.1365-2966.2011.18574.x}}</ref>
سطر 37:
{| class="wikitable"
|-
! rowspan=2 | كتلة<br/>({{solarكتلة massشمسية}}) !! rowspan=2 | التسلسل الرئيسي <br/>(مليار سنة) !! rowspan=2 | شبه عملاق <br/>(مليون سنة) !! rowspan=2 | فرع العملاق الأحمر<br/>(مليون سنة) !! colspan=4 | فرع العملاق الأحمر<sub>بداية</sub><br/> !! colspan=4 | فرع العملاق الأحمر<sub>نهاية</sub><br/>
|-
! كتلة اللب ({{solarكتلة massشمسية}}) !! درجة حرارة السطح<sub>الفعالة</sub> (كلفن) !! القطر <math>R_{\odot} </math>!! ضياء <br/> ( ''L''<sub>☉</sub> ) !! كتلة اللب ({{solarكتلة massشمسية}}) !! درجة حرارة السطح<sub>الفعالة</sub> (كلفن) !! القطر <math>R_{\odot} </math> !! ضياء<br/> ( ''L''<sub>☉</sub> ) !!
|- style="text-align:right;"
| 0.6 || 58.8 || 5,100 || 2,500 || 0.10 || 4,634 || 1.2 || 0.6 || 0.48 || 2,925 || 207 || 2,809
مجلوبة من «https://ar.wikipedia.org/wiki/فرع_العملاقة_الحمراء»