ويكيبيديا

نجم: الفرق بين النسختين

تصفح التاريخ تفاعلياً
[نسخة منشورة][نسخة منشورة]
→ التعديل السابقالتعديل اللاحق ←
تم حذف المحتوى تمت إضافة المحتوى
مرئينص الويكي
Glory20 (نقاش | مساهمات)
35٬444 edits
لا ملخص تعديل
JarBot (نقاش | مساهمات)
17٬592٬533 edits
بوت:الإبلاغ عن رابط معطوب أو مؤرشف V3.3
سطر 22:
| مسار=http://webexhibits.org/calendars/calendar-ancient.html
| عنوان=Other ancient calendars فهارس قديمة | ناشر=WebExhibits
| تاريخ الوصول=2006-12-10 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20181011091438/http://www.webexhibits.org:80/calendars/calendar-ancient.html | تاريخ الأرشيف = 11 أكتوبر 2018 }}</ref>. يعد التقويم الميلادي ('''الذي يستعمل تقريباً في كل مكان على الأرض''') تقويماً شمسياً يستند على درجة [[دوران الأرض|محور دوران الأرض]] بالنسبة إلى نجمها المحلي، الشمس.
 
[[ملف:LeoCC.jpg|تصغير|250بك|يسار|يمكن رؤية برج الأسد بالعين المجردة كما هو ظاهر في الصورة، وقد تم إضافة الخطوط هنا للتوضيح]]
سطر 71:
| مسار=http://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html
| عنوان=Astronomers Peg Brightness of History's Brightest Star
| ناشر=NAOA News | تاريخ الوصول=2006-06-08 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190326100003/https://www.noao.edu/outreach/press/pr03/pr0304.html | تاريخ الأرشيف = 26 مارس 2019 }}</ref> النجم المستعر الأعظم [[م أ 1054|SN 1054]] والذي نشأ [[سديم السرطان|لسديم السرطان]] لوحظ من قبل علماء الفلك الصينيون والمسلمون.<ref name="SN1054">{{مرجع ويب
| الأخير1=Frommert | الأول1=Hartmut | الأخير2=Kronberg | الأول2=Christine
| تاريخ=August 30, 2006 | عمل=SEDS
سطر 77:
| سوبرنوفا 1045 - تكوين مجموعة السرطان) title=Supernova 1054 – Creation of the Crab Nebula
| مسار=http://messier.seds.org/more/m001_sn.html
| مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20181009153941/http://www.messier.seds.org:80/more/m001_sn.html | تاريخ الأرشيف = 9 أكتوبر 2018 }}</ref><ref name="PASP1942">{{cite journal
| الأخير=Duyvendak | الأول=J. J. L.
| عنوان=Further Data Bearing on the Identification of the Crab Nebula with the Supernova of 1054 A.D. Part I. The (معطيات جديدة حول علاقة مجموعة السرطان مع السوبر نوفا - الجزء الأول. فهرس المشرق القديم) Ancient Oriental Chronicles
سطر 110:
| تاريخ أرشيف=2008-06-26
| عنوان=Al-Biruni | ناشر=Hasanuddin University
| تاريخ الوصول=2007-10-21 | وصلة مكسورة = yes }}</ref>
 
بحسب جوسيف بويج، فإن الفلكي [[الأندلس|الأندلسي]] [[ابن باجة]] اقترح أن [[درب التبانة]] مكونة من نجوم كثيرة توشك أن تلامس بعض وظهرت على أن تكون صورة متواصلة وذلك بسبب تأثير [[انكسار (فيزياء)|انحراف الضوء]] من المواد القمرية الفرعية، واستشهد بملاحظته [[اقتران (فلك وتنجيم)|اقتران كوكب]] [[المشتري]] وكوكب [[المريخ]] في عام [[500]] هجرياً (1106/1107 م) كدليل لهذا.<ref name=Montada>{{مرجع ويب
سطر 116:
| عنوان=Ibn Bajja | ناشر=[[موسوعة ستانفورد للفلسفة]]
| مسار= http://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja
| تاريخ=September 28, 2007 | تاريخ الوصول=2008-07-11 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190505014535/https://plato.stanford.edu/entries/ibn-bajja/ | تاريخ الأرشيف = 5 مايو 2019 }}</ref> الفلكيون الأوربيون الأوائل مثل [[تيخو براهي|تايكو براه]] ميز نجوم جديدة في سماء الليل (لاحقا سميت نوفو) مرجحاً أن السموات ليست ثابتة. في [[1584]] أشار [[جوردانو برونو]] إلى أن النجوم مثل الشمس، وقد تكون لها كواكب أخرى، من المحتمل حتى كواكب مثل الأرض، تدور حولها<ref name="he history">{{مرجع ويب
| الأخير=Drake | الأول=Stephen A. | تاريخ=August 17, 2006
| مسار=http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html
| عنوان=A Brief History of High-Energy (X-ray & Gamma-Ray) Astronomy
| ناشر=NASA HEASARC | تاريخ الوصول=2006-08-24
| مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190523030259/https://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/heasarc/headates/heahistory.html | تاريخ الأرشيف = 23 مايو 2019 }}</ref>، وهذا الفكرة قد طرحت سابقاً من الفلاسفة اليونانيين القدامى، [[ديمقريطوس]] و[[إبيقور]]<ref>{{مرجع ويب
| الأول1=Peter | الأخير1=Greskovic | الأول2=Peter | الأخير2=Rudy
| تاريخ=July 24, 2006 | مسار = http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/
| عنوان=Exoplanets | ناشر=ESO
| تاريخ الوصول=2012-06-15 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190226041543/http://www.eso.org/public/outreach/eduoff/cas/cas2004/casreports-2004/rep-228/ | تاريخ الأرشيف = 26 فبراير 2019 }}</ref><ref>{{cite journal
| عنوان=The impact of the Qur'anic conception of astronomical phenomena on Islamic civilization
| الأول=I. A. | الأخير=Ahmad | صحيفة=Vistas in Astronomy
سطر 168:
| عنوان=" Payne-Gaposchkin, Cecilia Helena." CWP
| ناشر=[[جامعة كاليفورنيا]]
| تاريخ الوصول=2013-02-21| مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20181010061013/http://cwp.library.ucla.edu:80/Phase2/Payne-Gaposchkin,_Cecilia_Helena@861234567.html | تاريخ الأرشيف = 10 أكتوبر 2018 }}</ref>. تم فهم أطياف النجوم أكثر أيضاً بعد التطور في مجال [[ميكانيكا الكم]]. سمح هذا بتحديد التكوين الكيميائي للجو النجمي.<ref name="new cosmos">{{مرجع كتاب
| الأخير1=Unsöld | الأول1=Albrecht | عنوان=The New Cosmos
| ناشر=Springer | مكان=New York
سطر 185:
| ناشر=UBC Public Affairs | تاريخ=January 8, 2007
| مسار=http://www.publicaffairs.ubc.ca/media/releases/2007/mr-07-001.html
| تاريخ الوصول=2007-08-02 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20130727073001/http://www.publicaffairs.ubc.ca/media/releases/2007/mr-07-001.html | تاريخ الأرشيف = 27 يوليو 2013 | وصلة مكسورة = yes }}</ref> - أي عشرة أضعاف المسافة بيننا وبين أبعد [[تجمع نجمي]] شوهد من قبل .
 
== التسميات ==
سطر 196:
| عنوان = Myths, Legends and Lore
| ناشر = Frosty Drew Observatory
| تاريخ الوصول = 2012-06-15 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190521223511/https://frostydrew.org/papers.dc/papers/paper-myths/ | تاريخ الأرشيف = 21 مايو 2019 }}</ref>
 
فبالنسبة إلى الثقافة الإغريقية القديمة، بعض "النجوم"، والمعروفة باسم الكواكب (اليونانية πλανήτης (بلانتيس)، وتعني "الهيام")، تمثل مجموعة من الالهات المهمة المختلفة، والتي اخذت منها أيضا أسماء الكواكب [[عطارد]] و[[الزهرة]] و[[المريخ]] و[[المشتري]] و[[زحل]] و[[أورانوس]] و[[نبتون]]<ref name="mythology" /> كانوا أيضاً من الآلهة اليونانية والرومانية، ولكن لم يكن أي من هذه الكواكب معروفا في العصور القديمة وذلك لان لمعانها منخفض. حيث قام علماء الفلك في وقت لاحق بتسمية هذه الكواكب<ref>Leadbeater, Elli (August 18, 2006). "Hubble glimpses faintest stars". BBC. Retrieved 2006-08-22.</ref>.
سطر 203:
| مسار = http://www.iau.org/public/naming/ | عنوان = Naming Astronomical Objects
| ناشر = [[الاتحاد الفلكي الدولي]] (IAU)
| تاريخ الوصول = 2009-01-30 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20130502120049/http://iau.org/public/naming/ | تاريخ الأرشيف = 2 مايو 2013 }}</ref><ref>{{مرجع ويب
| مسار = http://spider.seds.org/spider/Misc/naming.html | عنوان = Naming Stars
| ناشر = [[Students for the Exploration and Development of Space]] (SEDS)
| تاريخ الوصول = 2009-01-30 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20181003014419/http://spider.seds.org/spider/Misc/naming.html | تاريخ الأرشيف = 3 أكتوبر 2018 }}</ref>
 
يعتبر [[الاتحاد الفلكي الدولي]] (IAU) هو الجهة الوحيدة المعترف بها دولياً لتسمية الأجرام السماوية<ref name= space_law09>{{مرجع كتاب |الأخير1= Lyall |الأول1= Francis |الأخير2= Larsen |الأول2= Paul B. |عنوان= Space Law: A Treatise |صفحة= 176 |ناشر= Ashgate Publishing, Ltd. |تاريخ= 2009 |isbn= 0-7546-4390-5 |chapter= Chapter 7: The Moon and Other Celestial Bodies}}</ref>، هناك عدد من الشركات الخاصة تبيع أسماء النجوم، وهي ما تعتبرها [[المكتبة البريطانية]] [[عمل تجاري|مؤسسات تجارية]] غير نظامية.<ref name=astrometry05>{{مرجع ويب |عنوان= Star naming |تاريخ= 2005 |ناشر= Scientia Astrophysical Organization. |مسار= http://www.astrometry.org/starnaming.php |تاريخ الوصول= 2010-06-29 |وصلة مكسورة= yes |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20100617054639/http://www.astrometry.org/starnaming.php |تاريخ أرشيف= 2010-06-17 |df= }}</ref><ref name= bl_disclaimer>{{مرجع ويب |عنوان= Disclaimer: Name a star, name a rose and other, similar enterprises |عمل= British Library |ناشر= The British Library Board |مسار= http://www.bl.uk/names.html |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20100119033625/http://www.bl.uk/names.html |تاريخ أرشيف= 2010-01-19 |تاريخ الوصول= 2010-06-29| وصلة مكسورة = yes }}</ref> بينما الاتحاد الفلكي الدولي قد أبعد نفسه عن هذه الممارسة التجارية، كما أن هذه الأسماء غير معترف بها من قبل الاتحاد الفلكي الدولي ولا يتم استخدامها.<ref name= andersen10>{{مرجع ويب |الأول= Johannes |الأخير= Andersen |عنوان= Buying Stars and Star Names |ناشر= International Astronomical Union |مسار= http://www.iau.org/public/buying_star_names/ |تاريخ الوصول= 2010-06-24| مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20130508082903/http://www.iau.org:80/public/buying_star_names/ | تاريخ الأرشيف = 8 مايو 2013 }}</ref> أحد هذه الشركات الخاصة لتسمية النجوم هي السجل النجمي الدولي، والتي في الثمانينيات، كانت متهمة بممارسات مضللة لتوحي على أنها جهة مصرح بها وعلى أن اسمها المعين كان رسمياً. نشاطات شركة السجل النجمي الدولي -الموقفة حالياً- كانت مصنفة بشكل غير رسمي على أنها احتيال أو تزوير،<ref name= si30_5>{{cite journal |الأول= Phil |الأخير= Pliat |عنوان= Name Dropping: Want to Be a Star? |صحيفة= Skeptical Inquirer |المجلد= 30.5 |تاريخ= September–October 2006 |مسار= http://www.csicop.org/si/show/name_dropping_want_to_be_a_star/ |تاريخ الوصول= 2010-06-29}}</ref><ref name= sd19980401>{{مرجع ويب |الأخير= Adams |الأول= Cecil |تاريخ= April 1, 1998 |عنوان= Can you pay $35 to get a star named after you? |مسار= http://www.straightdope.com/columns/read/826/can-you-pay-35-to-get-a-star-named-after-you |ناشر= The Straight Dope |تاريخ الوصول= 2006-08-13| مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20181221145101/https://www.straightdope.com/columns/read/826/can-you-pay-35-to-get-a-star-named-after-you/ | تاريخ الأرشيف = 21 ديسمبر 2018 }}</ref><ref name= golden_faflick82>{{استشهاد بخبر |الأخير1= Golden |الأول1= Frederick |الأخير2= Faflick |الأول2= Philip |تاريخ= January 11, 1982 |عنوان= Science: Stellar Idea or Cosmic Scam? |عمل= Times Magazine |ناشر= Time Inc. |مسار= http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,925195,00.html |تاريخ الوصول= 2010-06-24| مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20130825182125/http://www.time.com/time/magazine/article/0,9171,925195,00.html | تاريخ الأرشيف = 25 أغسطس 2013 }}</ref><ref name= di_justo20011226>{{استشهاد بخبر |الأول= Patrick |الأخير= Di Justo |تاريخ= December 26, 2001 |عنوان= Buy a Star, But It's Not Yours |عمل= Wired |ناشر= Condé Nast Digital |مسار= http://archive.wired.com/techbiz/media/news/2001/12/49345 |تاريخ الوصول= 2010-06-29| مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20150928190351/http://archive.wired.com:80/techbiz/media/news/2001/12/49345 | تاريخ الأرشيف = 28 سبتمبر 2015 }}</ref> كما أن إدارة شؤون المستهلك ب[[نيويورك]] صدرت مخالفة ضد السجل النجمي الدولي في المشاركة في ممارسة تجارية مضللة.<ref name= pliat02>{{مرجع كتاب |الأول= Philip C. |الأخير= Plait |وصلة مؤلف= Phil Plait| تاريخ= 2002 |عنوان= [[Bad astronomy: misconceptions and misuses revealed, from astrology to the moon landing "hoax"]] |صفحات= 237–240 |ناشر= John Wiley and Sons |isbn= 0-471-40976-6}}</ref><ref name=sclafani19980508>{{استشهاد بخبر |الأول= Tom |الأخير= Sclafani |تاريخ= May 8, 1998 |عنوان= Consumer Affairs Commissioner Polonetsky Warns Consumers: "Buying A Star Won't Make You One" |ناشر= National Astronomy and Ionosphere Center, Aricebo Observatory |مسار= http://www.naic.edu/~gibson/starnames/isr_news.html |مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20060111052632/http://www.naic.edu/~gibson/starnames/isr_news.html |وصلة مكسورة= yes |تاريخ أرشيف= January 11, 2006 |تاريخ الوصول= 2010-06-24 }}</ref>
 
== وحدات القياس ==
سطر 312:
| عنوان=Herschel finds a hole in space
| مسار=http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html
| ناشر=ESA | تاريخ الوصول=2010-05-17 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20121020174616/http://www.esa.int/esaCP/SEMFEAKPO8G_index_0.html | تاريخ الأرشيف = 20 أكتوبر 2012 }}
</ref>
 
سطر 355:
| عنوان = The evolution of stars between 50 and 100 times the mass of the Sun
| ناشر = Royal Greenwich Observatory
| تاريخ الوصول = 2006-09-07 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20150924091938/http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/stellar-evolution/the-evolution-of-stars-between-50-and-100-times-the-mass-of-the-sun | تاريخ الأرشيف = 24 سبتمبر 2015 | وصلة مكسورة = yes }}
| تاريخ الوصول = 2006-09-07 }}
</ref>
[[ملف:Pleiades large.jpg|تصغير|250بك|في الصورة مجموعة الثريا وبعض النجوم الاخرى]]
سطر 373:
| عنوان= Late stages of evolution for low-mass stars
| ناشر= Rochester Institute of Technology
| تاريخ الوصول= 2006-08-04| مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20181003092226/http://spiff.rit.edu:80/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html | تاريخ الأرشيف = 3 أكتوبر 2018 }}</ref> ومع ذلك، بما ان عمر بعض هذه النجوم ذات كتلة اقل من 0.85 كتلة شمسية قد يصل إلى 12 مليار سنة (مقارنة بالعمر الحالي للكون (13.8 مليار سنة)، فتكون قد استهلكت وقودها وانطفأت .<ref name="saomainseq">
{{مرجع ويب | عنوان=Main Sequence Lifetime | مسار=http://astronomy.swin.edu.au/cosmos/M/Main+Sequence+Lifetime | عمل=Swinburne Astronomy Online Encyclopedia of Astronomy | ناشر=Swinburne University of Technology | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20181005052336/http://astronomy.swin.edu.au:80/cosmos/M/Main+Sequence+Lifetime | تاريخ الأرشيف = 5 أكتوبر 2018 }}
</ref> يتوقع أن تكون قد انتقلت للخروج من التسلسل الرئيسي.
 
سطر 396:
| تاريخ أرشيف = 2004-11-22
| عنوان = Mass loss and Evolution | ناشر = UCL Astrophysics Group
| تاريخ الوصول = 2006-08-26 | وصلة مكسورة = yes }}
</ref> في أقدم تصنيف للنجوم، النجوم المعمرة تحتوي على معدنية أعلى من النجوم الناشئة التي تتكون من انكماش موضعي في سحب الهيدروجين والغبار الكوني. مع مرور الوقت تثري هذه النجوم العناصر الأثقل (المعادن)على نحو متزايد كما تموت النجوم القديمة<ref>Garnett, D. R.; Kobulnicky, H. A. (2000). "Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation". The Astrophysical Journal. 532 (2): 1192–1196. arXiv:astro-ph/9912031. Bibcode:2000ApJ...532.1192G. doi:10.1086/308617.</ref>.
 
سطر 418:
| عمل=NewScientist.com news service
| الأول=Jason | الأخير=Palmer
| تاريخ الوصول=2008-03-24 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20150402184642/http://www.newscientist.com/article/dn13369?feedId=online-news_rss20 | تاريخ الأرشيف = 2 أبريل 2015 }}
| تاريخ الوصول=2008-03-24 }}
</ref>
 
سطر 425:
| مسار = http://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html
| عنوان = The Life and Death of Stars
| ناشر = NASA WMAP Mission | تاريخ الوصول = 2006-09-01 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190525222843/https://map.gsfc.nasa.gov/universe/rel_stars.html | تاريخ الأرشيف = 25 مايو 2019 }}
</ref> وبمرور الوقت يصبح باطن النجم مضغوطا بشكل كافي بحيث يبدأ اندماج الهيليوم. في ذلك الوقت ينكمش نصف قطره تدريجيا وتزداد درجة حرارة سطحه.
 
سطر 445:
 
يتقلص اللُّب حتى تصبح درجة الحرارة والضغط كافيان لصهر الكربون (انظر [[عملية احتراق الكربون]]). تستمر هذه العملية ومع المراحل المتعاقبة التي يتم تغذيتها بواسطة [[نيون (عنصر كيميائي)|النيون]] (انظر [[عملية احتراق النيون]])، والأوكسجين (انظر [[عملية احتراق الأكسجين]]) والسيليكون ([[عملية احتراق السيليكون|انظر عملية احتراق السيليكون]]). عند اقتراب نهاية حياة النجم، يستمر الاندماج على طول قشرة طبقات النجم. كل قشرة يتم فيها دمج عنصر مختلف، حيث يدمج الهيدروجين في القشرة الخارجية، التي تليها الهيليوم وهكذا دواليك.<ref>
{{مرجع ويب | مسار = http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/what-is-a-star | عنوان = What is a star? | ناشر = Royal Greenwich Observatory | تاريخ الوصول = 2006-09-07 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20151025044353/http://www.rmg.co.uk:80/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/stars/what-is-a-star | تاريخ الأرشيف = 25 أكتوبر 2015 | وصلة مكسورة = yes }}
</ref>
يتم الوصول إلى المرحلة الاخيرة عندما يبدأ النجم بإنتاج الحديد. ومن طبيعة نواة الحديد فهي تكون مندمجة ولا تطلق طاقة كبيرة عن التحام هيدروجين أو هيليوم بها: أي تبدأ تفاعلات الاندماج في الانخفاض، وتقل الطاقة الصادرة من التفاعلات، وتصبح قوى الجاذبية أقوى من قوى الضغط الداخلي وتتغلب عليها فيبدأ النجم في الانكماش.<ref name="hinshaw" /> ومنذ القدم فإن النجوم الضخمة، اللب الضخم من الحديد سوف يتراكم في قلب النجم. العناصر الأثقل في هذه النجوم تستطيع ان تظهر على السطح، مكونة مواد متطورة تعرف ب[[نجم وولف-رايت|نجوم وولف رايت]] والتي بإمكانها أن تكثف رياح نجمية تضرب الغلاف الجوي<ref>"Magnitude". National Solar Observatory – Sacramento Peak. Archived from the original on 2008-02-06. Retrieved 2006-08-23.</ref>.
سطر 461:
| عنوان=Introduction to Supernova Remnants
| ناشر=Goddard Space Flight Center
| تاريخ الوصول=2006-07-16 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20170203011504/http://heasarc.gsfc.nasa.gov/docs/objects/snrs/snrstext.html | تاريخ الأرشيف = 3 فبراير 2017 }}
| تاريخ الوصول=2006-07-16 }}
</ref>
معظم هذه المواد في النجم تنفجر بعيداً من جرّاء انفجار النجوم المتفجرة (تشكيل السدم مثل سديم السرطان) وما تبقى سيكون [[نجم نيوتروني]] (الذي تظهر أحيانا نفسها بأنها بولسار أو الأشعة السينية المفجرة) أو في حالة من نجوم أكبر (كبيرة بما يكفي ليترك بقايا نجمية أكبر من ما يقرب من 4 كتلة شمسية)، أو [[ثقب أسود]].<ref>
سطر 520:
| الناشر = Australia Telescope Outreach and Education
| تاريخ الوصول = 2007-09-26
| مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20131203222826/http://outreach.atnf.csiro.au:80/education/senior/astrophysics/photometry_colour.html | تاريخ الأرشيف = 3 ديسمبر 2013 }}&nbsp;— Explains the reason for the difference in color perception.</ref><ref>[http://www.vendian.org/mncharity/dir3/starcolor/ What color are the stars?], Mitchell Charity. Accessed online March 19, 2008. {{Webarchive|url=http://web.archive.org/web/20170706192139/http://www.vendian.org:80/mncharity/dir3/starcolor/ |date=06 يوليو 2017}}</ref>
! الكتلة<ref name=calib>Tables VII, VIII, Empirical bolometric corrections for the main-sequence, G. M. H. J. Habets and J. R. W. Heinze, ''Astronomy and Astrophysics Supplement Series'' '''46''' (November 1981), pp. 193–237, {{bibcode|1981A&AS...46..193H}}. Luminosities are derived from M<sub>bol</sub> figures, using M<sub>bol</sub>(☉)=4.75.</ref><br/>([[كتلة شمسية]])
! نصف القطر<ref name=calib/><br/>([[نصف قطر شمسي]])
سطر 593:
 
=== التصنيف الحالي ===
المجموعة الكاملة الآن هي [[تصنيف نجمي]]، وكل مجموعة من تلك تقسم إلى عشرة تقسيمات فرعية من الأسخن إلى الأبرد، وتُستعمل الارقام من صفر إلى الرقم 9، وعلى سبيل المثال يعتبر''' O0 ''' أحر [[نجم]]،نجم، أما [[شمس]]نا فهي تعتبر في التصنيف G. وباستخدام النظام العشري يجعل [[الشمس]] في التصنيف '''G2 '''، عموما التصنيف يشتق من [[طيف|أطياف]] [[نجم|النجوم]].<ref> Nouvelles recherches sur l'analyse spectrale de la lumière des étoiles, P. Secchi, Comptes Rendus des Séances de l'Académie des Sciences 63 (July–December 1866), pp. 621–628. نسخة محفوظة 18 يوليو 2017 على موقع واي باك مشين.</ref>
 
حديثا تم إضافة تصنيفين أخرىن لتفسير النجوم الحمراء الضعيفة التي اكتشفت بالتقنيات الجديدة:
سطر 603:
[[ملف:Morgan-Keenan spectral classification.png|250بك|تصغير|يسار|تصنيف "مورغان-كينان" الطيفي للنجوم. [[الشمس]] من تصنيف G ولونها أصفر برتقالي، وتعتبر متوسطة الحجم.]]
=== [[نجم-أو|نوع O]] ===
النجوم من نوع [[نجم-أو|O]] ساخنة جدا وذات درجة ضياء عالية ومعظم ما تنتجه هو [[الأشعة فوق البنفسجية]]. وهي أندر أنواع النجوم الرئيسية طبقا [[النسق الأساسي|للنسق الأساسي]]. فواحد من كل 3,000,000 [[نجم]] من نجوم النسق الأساسي ينتمي للنوع الفائق الكتلة "O"<ref name="LeDrew2001">[[Glenn LeDrew|LeDrew, G.]]; ''[http://adsabs.harvard.edu/abs/2001JRASC..95...32L The Real Starry Sky]'', Journal of the Royal Astronomical Society of Canada, Vol. 95, No. 1 (whole No. 686, February 2001), pp. 32–33. ''Note:'' Table 2 has an error and so this article will use 824 as the assumed correct total of main sequence stars {{Webarchive|url=http://web.archive.org/web/20151214170731/http://adsabs.harvard.edu/abs/2001JRASC..95...32L |date=14 ديسمبر 2015}}</ref>. والنجوم التي تنتمي إلى هذا النوع تكون ذات [[كتلة|كتل]] هائلة (بين 20 إلى 100 [[الشمس|كتلة شمسية]]، وتطلق طاقة بما يعادل مليون ضعف ما تطلقه الشمس. تنتمي [[عملاق عظيم فائق|أكبر النجوم على الإطلاق]] إلى النوع O.
 
تـُظهر هذه النجوم خطوط امتصاص قوية جدا. وأحيانا تصدر خطوط [[هيليوم]] II (الهيليوم [[تأين|المتأين]])، ومن المعادن المتأينة الهامة: خطوط [[سيليكون]] IV و[[أوكسجين]] III و[[نيتروجين]] III و[[كربون]] III، وخطوط هيليوم متعادلة، تزداد قوةً من درجة O5 إلى O9. بسبب ضخامة نجوم النوع O الشديدة فنواها تكون شديدة الحرارة تصل أحيانا إلى 500 مليون [[كلفن]]. ولهذا فإنها تحرق وقودها من [[الهيدروجين]] بسرعة كبيرة، وتترك النسق الأساسي بسرعة خلال تطورها. وتبين الأرصاد الحديثة بواسطة [[مقراب سبيتزر الفضائي]] أن عملية تكوّن [[الكواكب]] لا تحدث حول النجوم من النوع O بسبب [[موجة كهرومغناطيسية|الإشعاعات الكهرومغناطيسية]] الشديدة التي تطلقها هذه النجوم مثل:<ref>[http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20061003/ Planets Prefer Safe Neighborhoods] {{وصلة مكسورة|date= يوليو 2017 |bot=JarBot}} {{Webarchive|url=http://web.archive.org/web/20100607191610/http://www.spitzer.caltech.edu/Media/happenings/20061003/ |date=07 يونيو 2010}}</ref>.
سطر 631:
=== نوع G ===
[[ملف:Sun920607.jpg|250بك|تصغير|أشهر نجوم نوع G وهي [[الشمس]]، وتظهر على قرصها بعض [[كلفة شمسية|الكلف الشمسية]].]]
تنتمي شمسنا إلى هذا النوع ، حيث 1 من كل 13 [[نجم]] من نجوم [[النسق الأساسي]] طبقا [[رسم هرتزبرونغ-راسل]] التي تنتمي [[الشمس]] لها ، ينتمي [[تصنيف الطيف|فئة الطيف]]"G". أكثر خطوط الطيف الملحوظة هما خطي "H" و"K" [[الكالسيوم|للكالسيومII]] في فئة الطيف G2. ويحوي طيف تلك النجوم خطوط [[هيدروجين]] ولكنها أضعف مما تحويه النجوم من نوع F<ref>[http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2000A&A...353..163N&db_key=AST&data_type=HTML&format= ''Checking the yellow evolutionary void. Three evolutionary critical Hypergiants: HD 33579, HR 8752 & IRC +10420'']</ref>.
وتحتوي أطياف التصنيف G أيضا خطوطا [[معدنية (فلك)|لمعادن]] [[تأين|متأينة]] ومعادن متعادلة، كما نجد في الطيف G خطوطا [[جزيئ|لجزيئات]] مركبات [[الكربون]] و[[الهيدروجين]] CH.<ref>pp. 60, 134, The Analysis of Starlight: One Hundred and Fifty Years of Astronomical Spectroscopy, J. B. Hearnshaw, Cambridge, UK: Cambridge University Press, 1986, ISBN 0-521-25548-1.</ref>
 
سطر 676:
| تاريخ الوصول=2006-07-16 }}</ref>
 
لاتنتشر النجوم بشكل منتظم عبر الفضاء ولكنها عادة تتجمع في مجرات بالقرب من الغازات والاتربة النجمية. المجرة المثالية تحتوي على مئات المليارات من النجوم وهنالك أكثر من 100 مليار مجرة في الكون المرئي.<ref>{{مرجع ويب | عنوان=What is a galaxy? How many stars in a galaxy / the Universe? | ناشر=Royal Greenwich Observatory | مسار=http://www.rmg.co.uk/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe | تاريخ الوصول=2006-07-18 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20151109083127/http://www.rmg.co.uk:80/explore/astronomy-and-time/astronomy-facts/faqs/what-is-a-galaxy-how-many-stars-in-a-galaxy-how-many-stars/galaxies-in-the-universe | تاريخ الأرشيف = 9 نوفمبر 2015 }}</ref> التعداد التقديري للنجوم في العام 2010 كان 300 سكستيليون (3 × 10<sup>23</sup>) في الكون المرئي.<ref>{{استشهاد بخبر
| الأول=Seth | الأخير=Borenstein | تاريخ=December 1, 2010
| عنوان=Universe's Star Count Could Triple | عمل=CBS News
| مسار=http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml | تاريخ الوصول=2011-07-14| مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20131015032113/http://www.cbsnews.com/stories/2010/12/01/tech/main7107200.shtml | تاريخ الأرشيف = 15 أكتوبر 2013 }}</ref> بينما كان من المعتقد غالباً ان النجوم فقطا توجد في المجرة، اكتشفت نجوم توجد مابين المجرات.<ref>{{استشهاد بخبر
| عنوان=Hubble Finds Intergalactic Stars
| ناشر=Hubble News Desk | تاريخ=January 14, 1997
| مسار=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/
| تاريخ الوصول=2006-11-06 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20160617175711/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1997/02/text/ | تاريخ الأرشيف = 17 يونيو 2016 }}</ref>
| تاريخ الوصول=2006-11-06 }}</ref>
 
أقرب نجم إلى الأرض، بصرف النظر عن الشمس، هو [[قنطور الأقرب|بروكسيما سنتوري]]، والذي يبعد 39.9 تريليون كيلو متر، أو 4.2 سنة ضوئية. السفر في سرعة مدارية للمكوك الفضاء (8 كيلومتر في الثانية تقريبا، 30,000 كيلومترا في الساعة)، ان الامر سيستغرق حوالي 150,000 سنة للوصول إلى هناك.<ref>3.99 × 10<sup>13</sup> km / (3 × 10<sup>4</sup> km/h × 24 × 365.25) = 1.5 × 10<sup>5</sup> years.</ref> مثل هذه المسافات هي نموذجية داخل أقراص المجرة، بما في ذلك في محيط النظام الشمسي.<ref>{{cite journal | الأخير1=Holmberg | الأول1=J. | الأخير2=Flynn | الأول2=C. | عنوان=The local density of matter mapped by Hipparcos | صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | المجلد=313 | العدد=2 | سنة=2000 | صفحات=209–216 | bibcode=2000MNRAS.313..209H | doi = 10.1046/j.1365-8711.2000.02905.x |arxiv = astro-ph/9812404 }}</ref> النجوم يمكن ان تكون أقرب إلى بعضها البعض في مراكز المجرات [[تجمع مغلق|والعناقيد الكروية]] أو أبعد من ذلك بكثير وبصرف النظر في هالات المجرة<ref>Hoover, Aaron (January 15, 2004). "Star may be biggest, brightest yet observed". HubbleSite. Archived from the original on 2007-08-07. Retrieved 2006-06-08.</ref>.
 
بسبب المسافات الشاسعة نسبيًا بين النجوم خارج نواة المجرة، فإن الاصطدامات بين هذه النجوم يُعتقد بأنها كانت نادرة. في المناطق الأكثر كثافة مثل قلب التجمع المغلق أو مركز المجرة يمكن للتصادمات فيها أن تكون أكثر شيوعًا.<ref name="DarkMatter">{{استشهاد بخبر | عنوان=Astronomers: Star collisions are rampant, catastrophic | ناشر=CNN News | تاريخ=June 2, 2000 | مسار = http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | تاريخ الوصول=2014-01-21 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20130727232615/http://archives.cnn.com/2000/TECH/space/06/02/stellar.collisions/ | تاريخ الأرشيف = 27 يوليو 2013 }}</ref> مثل هذه الاصطدامات يمكن أن تنتج ما يُسمى [[نجوم زرقاء شاردة|بالنجوم الزرقاء الشاردة]]. هذه النجوم الشاذة تمتلك درجة حرارة على سطحها أعلى من درجات الحرارة للنجوم الرئيسية الأخرى مع بقاء نفس اللمعان في عنقود النجوم.<ref>{{cite journal | display-authors=1 | الأول1=J. C. | الأخير1=Lombardi, Jr. | الأخير2=Warren | الأول2=J. S. | الأخير3=Rasio | الأول3=F. A. | الأخير4=Sills | الأول4=A. | الأخير5=Warren | الأول5=A. R. | عنوان = Stellar Collisions and the Interior Structure of Blue Stragglers | صحيفة=The Astrophysical Journal | سنة=2002 | المجلد=568 | العدد = 2 | صفحات=939–953 | bibcode=2002ApJ...568..939L | doi = 10.1086/339060|arxiv = astro-ph/0107388 }}</ref>
 
== الخصائص ==
سطر 711:
| عنوان=How do scientists determine the ages of stars? Is the technique really accurate enough to use it to verify the age of the universe?
| ناشر=Scientific American
| تاريخ الوصول=2007-05-11 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20131101063341/http://www.scientificamerican.com/article.cfm?id=how-do-scientists-determi | تاريخ الأرشيف = 1 نوفمبر 2013 }}</ref><ref>{{cite journal
| الأخير1=Laughlin | الأول1=G. | الأخير2=Bodenheimer | الأول2=P.
| الأخير3=Adams | الأول3=F. C.
سطر 750:
| تاريخ =2006-09-12 | مسار = http://www.eso.org/public/news/eso0634/
| عنوان = A "Genetic Study" of the Galaxy
| ناشر = ESO | تاريخ الوصول = 2006-10-10 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190423110236/https://www.eso.org/public/news/eso0634/ | تاريخ الأرشيف = 23 أبريل 2019 }}</ref> نسبة العناصر الثقيلة يمكن أيضا ان تشير إلى احتمالية ان النجم لديه نظام كواكب.<ref>{{cite journal | الأخير1=Fischer | الأول1=D. A.
| الأخير2=Valenti | الأول2=J. | عنوان=The Planet-Metallicity Correlation
| صحيفة=The Astrophysical Journal | سنة=2005 | المجلد=622 | العدد=2
سطر 757:
إن أقل محتوى من الحديد وُجِد في نجم ما هو في القزم (HE1327-2326) في مقابل <sup>1</sup>/<sub>200,000th</sub> كمية من الحديد الموجودة في الشمس.<ref>{{مرجع ويب
| تاريخ=April 17, 2005 | مسار=http://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm | عنوان=Signatures Of The First Stars
| ناشر=ScienceDaily | تاريخ الوصول=2006-10-10 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190524234008/https://www.sciencedaily.com/releases/2005/04/050417162354.htm | تاريخ الأرشيف = 24 مايو 2019 }}</ref> على النقيض من ذلك، النجم مفرط الغنى بالمعدن [[رأس الأسد الشمالي]] لديه قرابة ضعف فيض الحديد الذي في الشمس، في حين النجم حامل الكواكب المسمى 14 هركولز لديه قرابة ثلاثة اضعاف فيض الحديد<ref>{{cite journal
| الأخير=Feltzing | الأول=S. | الأخير2=Gonzalez | الأول2=G.
| عنوان=The nature of super-metal-rich stars: Detailed abundance analysis of 8 super-metal-rich star candidates
سطر 775:
| عنوان=The Biggest Star in the Sky | ناشر=ESO
| تاريخ=March 11, 1997 | مسار=http://www.eso.org/public/news/eso9706/
| تاريخ الوصول=2006-07-10 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190423120126/https://www.eso.org/public/news/eso9706/ | تاريخ الأرشيف = 23 أبريل 2019 }}</ref>
 
تعد أقراص معظم النجوم أصغر ('''من حيث قطر الزاوية''') من أن تلاحظ [[مقراب|بالتيلسكوبات]] البصرية الأرضية الحالية، ولهذا يتطلب استعمال تيليسكوبات لقياس التداخل لإنتاج صور لهذه الأجسام الفضائية.[[احتجاب|الاحتجاب]] هي طريقة أخرى لقياس قطر الزاوية النجمي. يُمكن احصاء قطر زاوية النجم عن طريق قياس الانخفاض في سطوع النجم بدقة حين يحجبه القمر (أو ارتفاع السطوع عندما يعاود النجم ظهوره).<ref>{{cite journal
سطر 789:
| مسار=http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml
| عنوان=Variable Star of the Month—December, 2000: Alpha Orionis
| ناشر=AAVSO | تاريخ الوصول=2006-08-13 | مسار أرشيف=http://web.archive.org/web/20060712000904/http://www.aavso.org/vstar/vsots/1200.shtml <!-- Bot retrieved archive --> | تاريخ أرشيف=2006-07-12 | وصلة مكسورة = yes }}</ref>
 
=== علم الحركة المجردة ===
سطر 804:
| تاريخ=September 10, 1999 | مسار=http://www.rssd.esa.int/index.php?project=HIPPARCOS
| عنوان=Hipparcos: High Proper Motion Stars
| ناشر=ESA | تاريخ الوصول=2006-10-10 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20160801015638/http://www.rssd.esa.int:80/index.php?project=HIPPARCOS | تاريخ الأرشيف = 1 أغسطس 2016 }}</ref>
 
عندما يعلم معدلي الحركة، يمكن حساب السرعة الفضائية للنجم نسبة إلى الشمس أو المجرة. بين النجوم القريبة، وجد ان المجتمع الأول من النجوم لديهم سرعات اقل بصفة عامة من نجوم المجتمع الثاني والأكبر. تمتلك الأخيرة مدارات بيضاوية والتي تميل إلى السطح المستوي للمجرة.<ref>{{cite journal
سطر 825:
| عنوان=X-rays from Stellar Coronas
| ناشر=The Astrophysics Spectator
| تاريخ الوصول= 2007-06-21 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20180315075743/http://www.astrophysicsspectator.com:80/topics/observation/XRayCorona.html | تاريخ الأرشيف = 15 مارس 2018 }}</ref>
| تاريخ الوصول= 2007-06-21 }}</ref>
 
عادةً ما تمتلك النجوم الحديثة سريعة الدوران مستويات عالية من النشاط السطحي بسبب مجالها المغناطيسي. يُمكن للمجال المغناطيسي أن يؤثر في الريح النجمية لنجمة، مما يعمل كفرامل لتخفيف معدل الدوران كلما أزداد عمر النجمة. لهذا تمتلك النجوم الأكبر سناً سرعة أقل في الدوران ونسبة نشاط سطحي أقل. يمكن لدرجات النشاط للنجوم التي تدور بسرعة أن تتفاوت بطريقة دورية ويمكن أن تُغلق تماماً لفترة.<ref>{{مرجع ويب
سطر 832:
| عنوان =Starspots: A Key to the Stellar Dynamo
| ناشر =Living Reviews
| تاريخ الوصول = 2007-06-21 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20160614003046/http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/ | تاريخ الأرشيف = 14 يونيو 2016 }}</ref> على سبيل المثال، مرت الشمس بفترة 70 سنة من دون نشاط للبقع الشمسية خلال فترة الحد الأدنى لماوندر.
 
=== الكتلة ===
سطر 839:
| عنوان=NASA's Hubble Weighs in on the Heaviest Stars in the Galaxy
| ناشر=NASA News | تاريخ=March 3, 2005 | مسار=http://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html
| تاريخ الوصول=2006-08-04 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190503142535/https://www.nasa.gov/home/hqnews/2005/mar/HQ_05071_HST_galaxy.html | تاريخ الأرشيف = 3 مايو 2019 }}</ref> والسبب في هذا الحد غير معروف تماماً، وإنما هو جزئياً نتيجة [[حد إدنجتون]] الذي يحدد الحد الأقصى [[ضياء|للضياء]] الذي يمكن أن يمر من خلال الغلاف الجوي للنجم بدون طرد غازات إلى الفضاء. ومع ذلك، فقد تم قياس كتلة نجم اسمه [[R136a1]] في التجمّع النجمي RMC 136A وتبلغ 265 كتلة شمسية، الأمر الذي يضع هذا الحد موضع تساؤل.<ref name=eso20100721>{{استشهاد بخبر
| عنوان=Stars Just Got Bigger
| ناشر=European Southern Observatory
| تاريخ=July 21, 2010
| مسار=http://www.eso.org/public/news/eso1030/
| تاريخ الوصول=2010-17-24 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190504013338/https://www.eso.org/public/news/eso1030/ | تاريخ الأرشيف = 4 مايو 2019 }}</ref>
 
دراسة أخرى تشير إلى أن النجوم التي تكون أكبر من 150 [[كتلة شمسية]] في [[R136]] نشأت من خلال تصادم وتلاحم بين نجوم ضخمة في أنظمة مزدوجة، موفرة احتمال تكوّن نجوم ذات كتلة أكبر من 150 كتلة شمسية.<ref>{{مرجع ويب | عمل=LiveScience.com | مسار=http://news.yahoo.com/mystery-monster-stars-solved-monster-mash-161251348.html?_esi=1 | عنوان=Mystery of the 'Monster Stars' Solved: It Was a Monster Mash | الأول1=Natalie | الأخير1=Wolchover | تاريخ=August 7, 2012 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190504123648/https://news.yahoo.com/mystery-monster-stars-solved-monster-mash-161251348.html?_esi=1 | تاريخ الأرشيف = 4 مايو 2019 }}</ref>
 
أول نجوم تكونت بعد الانفجار العظيم قد تكون ضخمة تصل إلى 300 كتلة شمسية أو أكثر،<ref>{{استشهاد بخبر
سطر 852:
| ناشر=Harvard-Smithsonian Center for Astrophysics
| تاريخ=September 22, 2005 | مسار=http://www.cfa.harvard.edu/news/2005/pr200531.html
| تاريخ الوصول=2006-09-05 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20130927235900/http://www.cfa.harvard.edu/news/2005/pr200531.html | تاريخ الأرشيف = 27 سبتمبر 2013 }}</ref> بسبب انعدام وجود العناصر الأثقل من الليثيوم في تكوينها. فهذا الجيل من الضخامة عبارة عن نجوم قديمة انطفئت منذ وقت طويل غير أنها توجد حاليا فقط في البحوث النظرية.<ref>{{استشهاد بخبر
| عنوان=Weighing the Smallest Stars | ناشر=ESO
| تاريخ=January 1, 2005 | مسار=http://www.eso.org/public/news/eso0503/
| تاريخ الوصول=2006-08-13 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190504170458/https://www.eso.org/public/news/eso0503/ | تاريخ الأرشيف = 4 مايو 2019 }}</ref>. وتشير التقديرات إلى أن حوالي 75 مرة كتلة كوكب المشتري.<ref>{{مرجع ويب
| الأول=Alan | الأخير=Boss | تاريخ=April 3, 2001
| مسار=http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html
| عنوان=Are They Planets or What?
| ناشر=Carnegie Institution of Washington
| تاريخ الوصول=2006-06-08 | مسار أرشيف=http://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html <!-- Bot retrieved archive --> | تاريخ أرشيف =2006-09-28 | وصلة مكسورة = yes }}</ref><ref name="minimum">{{مرجع ويب | الأخير=Shiga | الأول=David
| تاريخ=August 17, 2006 | مسار=http://www.newscientistspace.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | مسار أرشيف=http://web.archive.org/web/20061114221813/space.newscientist.com/article/dn9771-mass-cutoff-between-stars-and-brown-dwarfs-revealed.html | تاريخ أرشيف=2006-11-14
| عنوان=Mass cut-off between stars and brown dwarfs revealed
سطر 869:
| عنوان=Are They Planets or What?
| ناشر=Carnegie Institution of Washington
| تاريخ الوصول=2006-06-08 | مسار أرشيف=http://web.archive.org/web/20060928065124/http://www.carnegieinstitution.org/News4-3,2001.html <!-- Bot retrieved archive --> | تاريخ أرشيف =2006-09-28 | وصلة مكسورة = yes }}</ref> وتسمى تلك النجوم صغيرة الكتلة [[قزم بني|الأقزام البنية]]، وهي تكون بلون رمادي-بني واضح بين النجوم [[عملاق غازي|والكواكب الغازية العملاقة]].
 
النجوم العملاقة لديها جاذبية سطحية أقل بكثير من نجوم التسلسل الرئيسي. وبسبب هذا بالإضافة إلى [[ضغط إشعاع|ضغط الإشعاع]] الشديد فيها فهي تطرد بعض غازاتها السطحية إلى الفضاء، وتجدها مغلفة في سحابة غازية حولها تخرج منها مع [[ريح نجمي|الريح النجمي]]. هذا بعكس نجوم النسق الأساسي المتوسطة الكتلة فتكون أسطحها محددة؛ وكذلك أسطح [[قزم أبيض|الأقزام البيضاء]] التي هي شديدة الكثافة. انغمار النجوم الضخمة في غازات حولها تنطلق تصعب عملية رصدها .<ref name="minimum" /><ref>{{استشهاد بخبر
سطر 877:
| تاريخ الوصول=2006-08-22
| الأول=Elli
| الأخير=Leadbeater| مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190502173720/http://news.bbc.co.uk/2/hi/science/nature/5260008.stm | تاريخ الأرشيف = 2 مايو 2019 }}</ref> (انظر صورة النجم WR 124)
 
=== الدوران ===
سطر 886:
| عنوان=Flattest Star Ever Seen | ناشر=ESO
| تاريخ=June 11, 2003 | مسار=http://www.eso.org/public/news/eso0316/
| تاريخ الوصول=2006-10-03 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190423110409/https://www.eso.org/public/news/eso0316/ | تاريخ الأرشيف = 23 أبريل 2019 }}</ref> على النقيض من ذلك، تدور الشمس مرة واحدة فقط كل 25-35 يوماً، بسرعة استوائية تعادل 1.994 كلم/ث. يعمل المجال المغناطيسي للنجوم والرياح النجمية على ابطاء معدل [[النسق الأساسي|دوران تسلسل النجوم]] الرئيسي بكمية معينة ضمن التسلسل الرئيسي.<ref>{{مرجع ويب
| الأخير=Fitzpatrick | الأول=Richard
| تاريخ=February 13, 2006 | مسار=http://farside.ph.utexas.edu/teaching/plasma/lectures/lectures.html
سطر 893:
| عنوان=Introduction to Plasma Physics: A graduate course
| ناشر=The University of Texas at Austin
| تاريخ الوصول=2006-10-04 | وصلة مكسورة = yes }}</ref>
 
النجوم المتحوّلة تنكمش وتتقلص إلى كتل مضغوطة، ممايؤدي إلى معدل عالي للدوران. على اي حال لدى النجوم المتحولة معدل منخفض نسبيا للدوران مقارنة لما يمكن ان يتوقع بالمحافظة على [[زخم زاوي|الزخم الزاوي]] (الميل لدوران الاجسام لتعويض الانكماش في الوزن بزيادة معدل دورانها السريع). جزء كبير من الزخم الزاوي للنجم يتبدد كنتيجة لفقد الكتلة من خلال الرياح النجمية.<ref>{{cite journal | الأخير = Villata | الأول = Massimo | عنوان=Angular momentum loss by a stellar wind and rotational velocities of white dwarfs | صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society | سنة=1992 | المجلد=257 | العدد=3 | صفحات=450–454 | bibcode=1992MNRAS.257..450V }}</ref> على الرغم من هذا، معدل الدوران الضاغط من الممكن ان يكون سريع جداً. على سبيل المثال فإن الضاغط في قلب سديم السرطان يدور 30 مرة في الثانية.<ref>{{استشهاد بخبر
| عنوان=A History of the Crab Nebula | ناشر=ESO
| تاريخ=May 30, 1996 | مسار=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/1996/22/astrofile/
| تاريخ الوصول=2006-10-03 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20160802172924/http://hubblesite.org:80/newscenter/archive/releases/1996/22/astrofile/ | تاريخ الأرشيف = 2 أغسطس 2016 }}</ref> معدل الدوران الضاغط سوف ينخفض تدريجيا كنتيجة لانبعاث الاشعاع.
 
=== درجة الحرارة ===
سطر 912:
| مسار=http://cseligman.com/text/stars/heatflowreview.htm
| عنوان =Review of Heat Flow Inside Stars
| تاريخ الوصول = 2007-07-05 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20180608003304/http://cseligman.com:80/text/stars/heatflowreview.htm | تاريخ الأرشيف = 8 يونيو 2018 }}</ref> درجة الحرارة في منطقة النواة للنجم تساوي عدة ملايين [[كلفن]].<ref name="aps_mss" />
 
درجة الحرارة النجمية تحدد معدل التأين للعناصر المختلفة، ينتج عن ذلك خاصية خطوط الطيف (ألوان الطيف السبعة). درجة حرارة السطح الخارجي للنجم تكون موازية [[قدر مطلق|للقدر المطلق]] (قياس سطوع أي جسم فضائي) وحجم قسماتها، وتستخدم أيضا لتصنيف النجم (انظر إلى التصنيف أدناه).<ref name="new cosmos" />
سطر 925:
| ناشر=The University of Chicago News Office
| تاريخ=June 20, 2003 | مسار=http://www-news.uchicago.edu/releases/03/030620.parker.shtml
| تاريخ الوصول=2012-06-15 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20180315190725/http://www-news.uchicago.edu/releases/03/030620.parker.shtml | تاريخ الأرشيف = 15 مارس 2018 }}</ref> التي تفيض من الطبقات الخارجية كبروتونات حرة، وألفا المشحونة كهربائياً، و[[جسيم بيتا|جسيمات بيتا]]. على الرغم من أن المعظم عديمة الكتلة أيضاً يوجد تدفق مستمر من النيوترونات المنبثقة من لُبّ النجم.
 
إنتاج الطاقة في لُبّ النجم سببه أن النجوم تتألق جداً: في كل مرة اثنين أو أكثر من نوى ذرية تندمج معا لتشكيل [[نواة الذرة]] الواحدة من عنصر أثقل، يتم إطلاق فوتونات أشعة غاما من منتج الاندماج النووي. يتم تحويل هذه الطاقة إلى أخرى من [[طاقة إشعاعية|الطاقة الكهرومغناطيسية]] في التردد المنخفض، مثل [[الضوء المرئي]]، في الوقت الذي تصل فيه إلى الطبقات الخارجية للنجم.
سطر 934:
| عنوان=Astronomers Measure Mass of a Single Star—First Since the Sun
| ناشر=Hubble News Desk | تاريخ=July 15, 2004 | مسار=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/24/text/
| تاريخ الوصول=2006-05-24 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20160710130516/http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2004/24/text/ | تاريخ الأرشيف = 10 يوليو 2016 }}</ref>) وباستخدام هذه المقاييس يستطيع علماء الفلك تقدير عمر النجم ايضاً.<ref>{{cite journal
| الأخير1=Garnett | الأول1=D. R. | الأخير2=Kobulnicky | الأول2=H. A.
| عنوان=Distance Dependence in the Solar Neighborhood Age-Metallicity Relation
سطر 950:
| مسار=http://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html
| تاريخ الوصول=2007-11-18
| مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20190524103812/https://www.noao.edu/outreach/press/pr06/pr0603.html | تاريخ الأرشيف = 24 مايو 2019 }}</ref>
}}</ref>
 
تعرف بقع سطح النجم مع درجة حرارة ولمعان منخفضين اقل من المعدل بالكلف النجمية. النجوم الصغيرة والقزمية مثل الشمس التابعة لنا لديها بشكل عام واساسيا أقراص ساكنة فقط مع [[كلفة شمسية|كلف شمسية]] صغيرة.<ref name="Michelson Starspots">{{cite journal | الأخير1=Michelson | الأول1=A. A. | الأخير2=Pease | الأول2=F. G. | عنوان=Starspots: A Key to the Stellar Dynamo | صحيفة=Living Reviews in Solar Physics | ناشر=Max Planck Society | سنة=2005 | مسار=http://solarphysics.livingreviews.org/Articles/lrsp-2005-8/ }}</ref> النجوم الأكبر هي نجوم عملاقة لديها كلف أكبر وأكثر وضوحاً.كما تظهر أيضا رياح نجمية قوية [[سواد الأطراف|سوداء الاطراف]]'''.''' أي أن السطوع يقل باتجاه حافة [[قرص نجمي دوار|الأقراص النجمية]].<ref>{{cite journal | الأخير1=Manduca | الأول1=A. | الأخير2=Bell | الأول2=R. A. | الأخير3=Gustafsson | الأول3=B. | عنوان=Limb darkening coefficients for late-type giant model atmospheres | صحيفة=Astronomy and Astrophysics | سنة=1977 | المجلد=61 | العدد=6 | صفحات=809–813 | bibcode=1977A&A....61..809M }}</ref> نجوم الأقزام الحمراء المضيئة مثل لويتن 726-8 ربما أيضا يمتلك مميزات الكلف النجمية بشكل بارز وواضح.<ref>{{cite journal | الأخير1=Chugainov | الأول1=P. F. | عنوان=On the Cause of Periodic Light Variations of Some Red Dwarf Stars | صحيفة=Information Bulletin on Variable Stars | سنة=1971 | المجلد=520 | صفحات=1–3 | bibcode=1971IBVS..520....1C }}</ref>
سطر 956:
=== القدَر ===
يتم التعبير عن سطوع النجمة الظاهر بالقدر الظاهري للنجمة، والذي هو سطوعها وهو دلالة على ضياء النجمة، وبعدها عن الأرض، والتغيُر في ضوء النجمة عند مرورها بغلاف الأرض الجوي. قدر النجمة الجوهري''' (أو قدرها المطلق)''' يرتبط مباشرة بضياء النجمة، وهو القدر الظاهري للنجمة لو كانت المسافة بين الأرض والنجمة 10 [[فراسخ فلكية]] (32.6 سنين ضوئية).
إن كلا المقياسين القدريين للنجم -الظاهري والمطلق- هي [[مقياس لوغاريتمي|وحدات لوغاريتمية]]: فارق واحد عدد صحيح من حيث الحجم يساوي تباين وسطوع من حوالي 2.5 مرة<ref name="luminosity">{{مرجع ويب | مسار = http://outreach.atnf.csiro.au/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | عنوان = Luminosity of Stars | ناشر = Australian Telescope Outreach and Education | تاريخ الوصول = 2006-08-13 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20140203225346/http://outreach.atnf.csiro.au:80/education/senior/astrophysics/photometry_luminosity.html | تاريخ الأرشيف = 3 فبراير 2014 }}</ref> (الجذر الخامس من 100 أو ما يقرب من 2.512). وهذا يعني أن القدر الأول (+1.00) لنجم حوالي 2.5 مرات أكثر إشراقا من القدر الثاني (+2.00) للنجم، وحوالي 100 مرة أكثر إشراقا من القدر السادس (+6.00) للنجم. النجوم الاشد خفوتا التي يمكن رؤيتها بالعين المجردة في ظل ظروف رؤية جيدة هي من القدر +6.
{| class="wikitable" style="float: right; margin-left: 1em;"
|+ ''عدد النجوم التي تنير أكثر من قدرها''
!القدر<br />الظاهر
!عدد<br/>النجوم<ref>{{مرجع ويب | مسار = http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | مسار أرشيف = http://web.archive.org/web/20080206074842/http://www.nso.edu/PR/answerbook/magnitude.html | تاريخ أرشيف = 2008-02-06 | عنوان = Magnitude | ناشر = National Solar Observatory—Sacramento Peak | تاريخ الوصول = 2006-08-23 | وصلة مكسورة = yes }}</ref>
|- style="text-align: center;"
||0
سطر 1٬005:
| تاريخ=August 17, 2006 | مسار=http://hubblesite.org/newscenter/archive/releases/2006/37/image/a/
| عنوان=Faintest Stars in Globular Cluster NGC 6397
| ناشر=HubbleSite | تاريخ الوصول=2006-06-08 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20160729043123/http://hubblesite.org:80/newscenter/archive/releases/2006/37/image/a/ | تاريخ الأرشيف = 29 يوليو 2016 }}</ref>
 
== التصنيف ==
سطر 1٬014:
| عنوان=Stellar Spectra
| ناشر=University of California, San Diego
| تاريخ الوصول=2006-10-12 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20110403074547/http://casswww.ucsd.edu:80/public/tutorial/Stars.html | تاريخ الأرشيف = 3 أبريل 2011 }}</ref>
! الصنف
! درجة الحرارة
سطر 1٬062:
| عنوان = The Spectral Types of Stars
| ناشر = Sky and Telescope
| تاريخ الوصول = 2006-07-19 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20131022124237/http://www.skyandtelescope.com/howto/basics/3305876.html | تاريخ الأرشيف = 22 أكتوبر 2013 }}</ref>
 
بالإضافة إلى ذلك، تصنف النجوم بحسب آثار السطوع الموجودة في خيوطها الطيفية، والتي تتوافق مع الحجم المكاني وتحددها جاذبية السطح. هذه مجموعة تمتد من 0 (عملاق عظيم فائق) مروراً بـ III (عملاق عادي) إلى V (الأقزام من التسلسل الرئيسي)؛ بعض الباحثين أضافوا VII ([[قزم أبيض|القزم الأبيض]]). معظم النجوم تنتمي إلى التسلسل الرئيسي، الذي يتكون من نجوم هيدروجين ملتهب عادية. وهي تنخفض على امتداد ضيق، ويكون النطاق مائل وفقًا لقدرها المطلق والنمط الطيفي وذلك عند رسمها بيانيًا.<ref name="spectrum" /> الشمس هي نجم تسلسل رئيسي من النوع المسمّى بالقزم الأصفر وذلك لدرجة الحرارة المتوسطة وحجمها الاعتيادي.
سطر 1٬074:
| عنوان = White Dwarf (wd) Stars
| ناشر = White Dwarf Research Corporation
| تاريخ الوصول = 2006-07-19 | وصلة مكسورة = yes }}</ref>
 
== النجوم المتغيرة ==
سطر 1٬081:
النجوم المتغيره لها تغيرات دورية أو عشوائية في اللمعان تبعاً لخواص داخلية أو خارجية. بالنسبة للخواص الداخلية للنجوم، الأنواع الأولية يمكن تقسيمها إلى ثلاثة مجموعات رئيسية.
 
خلال ثورة التطور النجمي، بعض النجوم تمر بمراحل بحيث تصبح متغيرة تذبذبياً. النجوم المتغيرة تذبذبياً تختلف في القطر واللمعان خلال الزمن. تتمدد وتتقلص في فترات تتراوح من دقائق إلى سنوات، اعتمادا على حجم النجم. هذا التصنيف يتضمن '''نجوم قيفاوي''' والنجوم الشبيه له، ومتغيرات الفترة الطويلة مثل ميرا.<ref name="variables">{{مرجع ويب | مسار=http://www.aavso.org/types-variables | عنوان=Types of Variable | تاريخ=May 11, 2010 | ناشر=AAVSO | تاريخ الوصول=2010-08-20 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20181017170335/http://www.aavso.org:80/types-variables | تاريخ الأرشيف = 17 أكتوبر 2018 }}</ref>
 
'''المتغيرات الثائرة''' عبارة عن نجوم تعرضت لارتفاع مفاجئ من اللمعان بسبب توهجات أو احداث الانبعاث الكتلي.<ref name="variables" /> تشمل هذه المجموعة النجوم الأولية ونجوم ولف رايت والنجوم النيّرة وكذلك النجم العملاق والعملاق العظيم.
سطر 1٬089:
| عنوان = Cataclysmic Variables
| ناشر = NASA Goddard Space Flight Center
| تاريخ الوصول = 2006-06-08 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20140730200549/http://imagine.gsfc.nasa.gov:80/docs/science/know_l2/cataclysmic_variables.html | تاريخ الأرشيف = 30 يوليو 2014 }}</ref> بعض المستعرات تكون أيضا متكررة، حيث تملك تفجرات دورية من السعة المعتدلة.
 
قد تختلف النجوم في اللمعان أيضاً بسبب عوامل خارجية، ككسوف الثنائيات، إضافة إلى تناوب النجوم الذي ينتج عنه اماكن النجوم النهائية.<ref name="variables" /> كمثال واضح على الكسوف الثنائي هو [[رأس الغول]] والذي يختلف بشكل منتظم بمقدار 2.3 - 3.5 على مدى فترة من 2.87 يوم.
سطر 1٬098:
التركيب الداخلي لنجم ثابت عبارة عن حالة من التوازن [[الهيدروستاتيك|الهيدروستاتيكي]] حينما تتوازن القوى على أي وحدة صغيرة. القوى المتوازنة هي قوة الجذب الداخلية والقوة الخارجة بسبب [[تدرج]] الضغط داخل النجم. ينشأ التدرج في الضغط من التدرج في درجة الحرارة في البلازما: الجزء الخارجي للنجم يكون أبرد من لُبّ النجم. تكون درجة حرارة لُبّ نجم التسلسل الرئيسي أو النجم العملاق على الأقل 10<sup>7</sup> كالفن ('''أي أكثر من تسعة الاف درجة حرارة مئوية'''). الحرارة الناتجة والضغط الناتج من احتراق الهيدروجين في لُبّ نجم التسلسل الرئيسي تكون كافية ليحدث الاندماج النووي وكافية أيضا لانتاج طاقة كافية لمنع النجم من الانهيار.<ref name="hansen">{{مرجع كتاب | الأخير1=Hansen | الأول1=Carl J. | الأخير2=Kawaler | الأول2=Steven D. | الأخير3=Trimble | الأول3=Virginia | صفحات=32–33 | عنوان=Stellar Interiors | ناشر=Springer | سنة=2004 | الرقم المعياري=0-387-20089-4 }}</ref><ref name="Schwarzschild">{{مرجع كتاب|عنوان=Structure and Evolution of the Stars|ناشر=Princeton University Press|سنة=1958|الرقم المعياري=0-691-08044-5|الأول=Martin|الأخير=Schwarzschild}}<!-- Book republished by Dover as ISBN 0-486-61479-4, but ISBN in the cite book template is the one as published by Prin. Univ. Press--></ref>
 
كلما انصهرت الأنوية الذرية في لُبّ النجم، تنبعث الطاقة في شكل [[أشعة غاما]]. تتفاعل هذه الفوتونات مع البلازما المحيطة لتضاف إلى الطاقة الحرارية في اللُبّ. في التسلسل الرئيسي للنجوم يتم تحويل الهيدروجين إلى هيليوم، محدثا زيادة بطيئة لكن ثابتة في نسبة الهيليوم في اللُبّ. في نهاية المطاف يصبح محتوى الهليوم سائد وويتوقف إنتاج الطاقة في اللُبّ. عوضا عن ذلك، للنجوم بكتلة أكبر من 0.4 كتلة شمسية، يحدث الإنصهار في توسع القشرة [[مادة متحللة (فيزياء)|ببطء حول نواة الهيلوم المتحوّل]].<ref>{{مرجع ويب | مسار = http://aether.lbl.gov/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | عنوان = Formation of the High Mass Elements | ناشر = Smoot Group | تاريخ الوصول = 2006-07-11 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20181003084303/http://aether.lbl.gov:80/www/tour/elements/stellar/stellar_a.html | تاريخ الأرشيف = 3 أكتوبر 2018 }}</ref>
 
بالإضافة إلى التوازن [[هيدروستاتيك|الهيدروستاتيكي]]، فإن المناطق الداخلية من نجم مستقر سوف تحافظ على توازن الطاقة في [[التوازن الحراري]]. هناك تدرج في درجة الحرارة الاشعاعية في جميع الانحاء الداخلية والتي انتجت تدفق للطاقة المتدفقة نحو الخارج. كما أن تدفق الطاقة الصادرة من أي طبقة داخل نجمة تتطابق تماماً مع تدفق الطاقة الواردة من الأسفل.
سطر 1٬104:
منطقة الإشعاع هي منطقة في الداخل النجمي حيث النقل الإشعاعي هو فعال بما يكفي للحفاظ على تدفق الطاقة. في هذه المنطقة البلازما سوف لن تضطرب وأي تحركات كاملة سوف تنقرض. إذا لم تكن هذه هي الحالة، سيصبح البلازما غير مستقر وسوف يحدث الحمل الحراري وسيشكل منطقة الحمل الحراري. يمكن أن يحدث هذا، على سبيل المثال، في المناطق التي تحدث فيها تدفقات الطاقة العالية جدا، مثل قرب النواة أو في المناطق عالية التعتيم كما هو الحال في الغلاف الخارجي.
 
حدوث الحمل الحراري في الغلاف الخارجي لنجم التسلسل الرئيسي يعتمد على الكتلة. النجوم ذات الكتلة الأعلى من كتلة الشمس مرات عدة تكون منطقة الحمل الحراري فيها في عمق المنطقة الداخلية ومنطقة الإشعاع في الطبقات الخارجية. بينما نجوم أصغر مثل الشمس على العكس من ذلك تماماً، منطقة الحمل الحراري تكون في الطبقات الخارجية.<ref name="imagine">{{مرجع ويب | تاريخ =2006-09-01 | مسار = http://imagine.gsfc.nasa.gov/docs/science/know_l2/stars.html | عنوان = What is a Star? | ناشر = NASA | تاريخ الوصول = 2006-07-11 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20141119192647/http://imagine.gsfc.nasa.gov:80/docs/science/know_l2/stars.html | تاريخ الأرشيف = 19 نوفمبر 2014 }}</ref> نجوم القزم الأحمر ذوات الكتلة أقل من 0.4 كتلة شمسية يكون الحمل الحراري في كل مكان مما يمنع تكدّس نوى الهيليوم.<ref name="late stages"/> وبالنسبة لمعظم النجوم فإن مناطق الحمل الحراري تختلف بمرور الوقت كما هو عمر النجم وبالإضافة إلى التغير في التركيب الداخلي.
 
[[ملف:Sun parts big-ar.png|تصغير|250بك|رسم مقطعي للشمس.]]
سطر 1٬150:
| مسار= http://nobelprize.org/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html
| عنوان= How the Sun Shines | ناشر= Nobel Foundation
| تاريخ الوصول= 2006-08-30| مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20130616165517/http://www.nobelprize.org:80/nobel_prizes/physics/articles/fusion/index.html? | تاريخ الأرشيف = 16 يونيو 2013 }}</ref>
| تاريخ الوصول= 2006-08-30}}</ref>
 
عملية انصهار الهيدروجين هي عملية حساسة لدرجة الحرارة. لذا الزيادة المعتدلة في درجة حرارة لُبّ النجم ستنتج زيادة معبرة في معدل الانصهار. وكنتيجة لذلك فإن درجة حرارة اللُبّ في التسلسل الرئيسي للنجوم يختلف فقط من 4 مليون كلفن لنجوم فئة M إلى 40 مليون كلفن لنجوم فئة O الضخمة.<ref name="aps_mss">{{مرجع ويب
سطر 1٬156:
| عنوان=Main Sequence Stars
| ناشر=The Astrophysics Spectator
| تاريخ الوصول=2006-10-10 | مسار الأرشيف = https://web.archive.org/web/20180721155428/http://www.astrophysicsspectator.com:80/topics/stars/MainSequence.html | تاريخ الأرشيف = 21 يوليو 2018 }}</ref>
| تاريخ الوصول=2006-10-10 }}</ref>
 
في الشمس، ومع لُبٍّ تصل درجة حرارته إلى 10 مليون [[كلفن]]، الهيدروجين ينصهر ليكون الهليوم في:
مجلوبة من «https://ar.wikipedia.org/wiki/نجم»