الفلك

هل النجوم NML Cygni و UY Scuti و VY Canis Majoris و VV Cephei بالقرب من نهاية حياتهم؟

هل النجوم NML Cygni و UY Scuti و VY Canis Majoris و VV Cephei بالقرب من نهاية حياتهم؟

هل النجوم الأربعة المذكورة في العنوان هي النجوم التي ستتحول إلى مستعر أعظم ، أم أنها نجوم في منتصف العمر ، مثل شمسنا ، ولكنها تصادف أنها أكبر بكثير من شمسنا؟


NML Cygni و VY Canis Majoris

تشانغ وآخرون. (2012) اعتبرت عدة قيم لـ $ T _ { text {eff}} $ (درجة حرارة فعالة) و $ L $ (اللمعان) ووجدت أن NML Cygni تتطابق مع المسار التطوري لنجم الكتلة $ sim25M_ odot $، بالقرب من موقع مخطط الموارد البشرية لنجم مشابه ، VY Canis Majoris (يُشار إليه باسم VY CMa). باستخدام نقاط البيانات هذه ، يقدر النموذج أن NML Cygni يبلغ من العمر حوالي 8 ملايين سنة وفي مرحلة ما بعد التسلسل الرئيسي من حياته.

ومع ذلك ، يُعتقد أن NML Cygni مرتبط برابطة Cygnus OB2 ، التي يبلغ عمرها 2-3 مليون سنة. هذا غريب لأن جميع النجوم في الرابطة يجب أن تكون تقريبًا من نفس العمر (انظر Knodlseder (2008)). قد يكون هذا العمر مشكوكًا فيه ، حيث تم تقديم دليل على وجود نجوم أقدم قريبة (انظر Wright et al. (2010)).

الموقع الدقيق لـ VY Canis Majoris على المسارات التطورية غير مؤكد. ماسي وآخرون. (2006) ابتكر نماذج وضعته على مسار منخفض الكتلة لمساعدته على تجنب "المنطقة المحرمة" خارج حدود هاياشي.

VV Cephei

استنادًا إلى المعايير القياسية وقياسات الرياح النجمية وشبكات جنيف ، اقترح بينيت (2010) أن المكون الأحمر العملاق لـ VV Cephei يمكن أن يكون قريبًا من نهاية عمره ، بافتراض كتلة من $ sim20 $-25 مليون دولار odot $.

UY سكوتي

مطالبات ويكيبيديا

يجب أن تدمج UY Scuti الليثيوم ، والكربون ، والأكسجين ، والنيون ، والسيليكون في لبها خلال المليون سنة القادمة. بعد ذلك ، سيبدأ جوهره في إنتاج الحديد ، مما يؤدي إلى تعطيل توازن الجاذبية والإشعاع في جوهره ، مما يؤدي إلى انهيار مستعر أعظم.

وبقدر ما أعلم ، فإن هذا الادعاء يتم فقط من خلال تقديرات تقريبية للمسارات التطورية ، وليس الحسابات الدقيقة. نحن نعلم أن UY Scuti هو بالتأكيد في الفترة الأخيرة من مرحلة احتراق الهيدروجين ، إذا كان بالفعل في تلك المرحلة من حياته. Arroyo-Torres et al. (2013) يعتقد أن الملاحظات تضعه بالقرب من المسارات التطورية للنجوم التي نشأت بكتل من $ sim25 دولار-40 مليون دولار _ { odot} دولار. لذلك ، ربما يكون قد فقد بالفعل جزءًا كبيرًا من كتلته الأصلية - وهذا ليس مفاجئًا لعملاق أحمر مفرط.


ما هي النجمة؟

أ نجمة في أبسط أشكالها ، هي أجرام سماوية عملاقة من الغاز تولد الضوء والحرارة والطاقة من خلال التفاعل النووي. يمكن أن تكون عدة آلاف وملايين أضعاف حجم الأرض. أقرب نجم إلينا هو الشمس ثم النجوم الثنائية لـ Alpha و Proxima Centauri. ويتراوح لونها من الأحمر وهو أبرد (3500 درجة مئوية) إلى شديد الحرارة وهو أزرق (45000 درجة مئوية). تصنف النجوم حسب درجة حرارتها والجدول أدناه يسرد الفئات المختلفة واللون ودرجة الحرارة وعينة نجمة. لا يشير صنفهم إلى الحجم لأن Betelgeuse و Rigel مقارنان في الحجم. الفرق هو منكب الجوزاء قديم بينما ريجل جديد نسبيًا. جميع النجوم الواردة بالتفصيل في هذا الموقع موجودة في مجرة ​​درب التبانة ، ولا تكاد توجد أي بيانات عن النجوم في المجرات الأخرى أو بقية الكون. كل نجم له نظامه الشمسي الخاص به وفي نظامنا الشمسي ، هناك نجم واحد فقط وهو الشمس.


تصنف النجوم على أنها عمالقة عملاقة على أساس فئة لمعانها الطيفي. يستخدم هذا النظام خطوطًا طيفية تشخيصية معينة لتقدير جاذبية سطح النجم ، ومن ثم تحديد حجمه بالنسبة إلى كتلته. النجوم الأكبر حجمًا تكون أكثر سطوعًا عند درجة حرارة معينة ويمكن الآن تجميعها في مجموعات ذات لمعان مختلف. [2]

تظهر اختلافات اللمعان بين النجوم بشكل أكثر وضوحًا في درجات الحرارة المنخفضة ، حيث تكون النجوم العملاقة أكثر سطوعًا من نجوم التسلسل الرئيسي. تمتلك المواد الفائقة أدنى جاذبية سطحية ، وبالتالي فهي الأكبر والألمع عند درجة حرارة معينة.

ال يركس أو مورغان كينان (MK) نظام التصنيف [3] عالمي تقريبا. يقوم بتجميع النجوم في خمس مجموعات لمعان رئيسية محددة بالأرقام الرومانية:

خاصة بالنسبة للعمالقة العملاقة ، تنقسم فئة اللمعان أيضًا إلى عمالقة عملاقة عادية من الفئة Ib وألمع عمالقة عملاقة من الفئة Ia. كما يتم استخدام الطبقة المتوسطة Iab. يمكن تحديد النجوم ذات السطوع الاستثنائي والجاذبية السطحية المنخفضة ، مع مؤشرات قوية لفقدان الكتلة من خلال فئة اللمعان 0 (صفر) على الرغم من أن هذا نادرًا ما يُرى. [4] غالبًا ما يتم استخدام التعيين Ia-0 ، [5] وبشكل أكثر شيوعًا لا يزال Ia +. [6] نادرًا ما يتم تطبيق هذه التصنيفات الطيفية ذات العملاق المفرط على العمالقة الحمراء العملاقة ، على الرغم من أن مصطلح العملاق الأحمر يستخدم أحيانًا للتعبير عن العمالقة الحمراء الفائقة الامتداد وغير المستقرة مثل VY Canis Majoris و NML Cygni. [7] [8]

يشير الجزء "الأحمر" من "العملاق الأحمر" إلى درجة الحرارة الباردة. العمالقة الحمراء العملاقة هي أروع النجوم العملاقة ، من النوع M ، وعلى الأقل بعض النجوم من النوع K على الرغم من عدم وجود قطع دقيق. العمالقة العملاقة من النوع K غير شائعة مقارنة بالنوع M لأنها مرحلة انتقالية قصيرة العمر وغير مستقرة إلى حد ما. توصف أحيانًا النجوم من النوع K ، وخاصة الأنواع المبكرة أو الأكثر سخونة من K ، بأنها عمالقة برتقالية عملاقة (مثل Zeta Cephei) ، أو حتى صفراء (على سبيل المثال الأصفر العملاق HR 5171 Aa). [9]

مقياس درجة حرارة العمالقة الحمراء العملاقة [9]
طيفية
يكتب
درجة حرارة
(ك)
K1-1.5 4,100
K2-3 4,015
K5-M0 3,840
م 0 3,790
م 1 3,745
M1.5 3,710
م 2 3,660
M2.5 3,615
م 3 3,605
M3.5 3,550
M4-4.5 3,535
م 5 3,450

العمالقة الحمراء رائعة وكبيرة. لديهم أنواع طيفية من K و M ، وبالتالي درجات حرارة السطح أقل من 4100 كلفن [9] وعادة ما تكون من عدة مئات إلى أكثر من ألف مرة نصف قطر الشمس ، [9] على الرغم من أن الحجم ليس هو العامل الأساسي في تحديد النجم كعملاق خارق. يمكن أن يكون النجم العملاق اللامع اللامع أكبر بسهولة من العملاق الأكثر سخونة. على سبيل المثال ، تم تصنيف Alpha Herculis كنجم عملاق يتراوح نصف قطره بين 264 إلى 303 R. بينما Epsilon Pegasi هو عملاق K2 من 185 R فقط .

على الرغم من أن الكواكب العملاقة الحمراء أكثر برودة من الشمس ، إلا أنها أكبر بكثير من سطوعها الشديد ، وعادة ما تكون عشرات أو مئات الآلاف من اللترات . [9] يوجد حد أعلى لنصف قطر العملاق الأحمر عند حوالي 1500 ر . [9] النجوم فوق هذا الشعاع ستكون غير مستقرة للغاية وببساطة لا تتشكل.

العملاق الأحمر له كتل تتراوح بين حوالي 10 م و 40 م . نجوم التسلسل الرئيسي أكبر كتلة من حوالي 40 م لا تتوسع وتبرد لتصبح عمالقة حمراء. العمالقة الحمراء العملاقة في الطرف العلوي من نطاق الكتلة واللمعان المحتمل هي الأكبر المعروفة. تسبب الجاذبية السطحية المنخفضة واللمعان العالي لها خسارة كبيرة في الكتلة ، أعلى بملايين المرات من الشمس ، مما ينتج سدمًا يمكن ملاحظتها تحيط بالنجم. [10] بحلول نهاية حياتهم ربما يكون العمالقة الحمراء قد فقدوا جزءًا كبيرًا من كتلتهم الأولية. تفقد الكواكب العملاقة الضخمة كتلتها بسرعة أكبر ويبدو أن جميع العمالقة العملاقة الحمراء تصل إلى كتلة مماثلة في حدود 10 أمتار. بحلول الوقت الذي تنهار فيه نوىهم. تعتمد القيمة الدقيقة على التركيب الكيميائي الأولي للنجم ومعدل دورانه. [11]

تظهر معظم النجوم العملاقة الحمراء درجة معينة من التباين البصري ، ولكن نادرًا ما تظهر فترة أو سعة محددة جيدًا. لذلك ، يتم تصنيفها عادةً على أنها متغيرات غير منتظمة أو شبه منتظمة. لديهم حتى الفئات الفرعية الخاصة بهم ، SRC و LC للمتغيرات العملاقة البطيئة شبه المنتظمة والبطيئة غير المنتظمة على التوالي. عادة ما تكون الاختلافات بطيئة وذات اتساع صغير ، لكن السعات التي تصل إلى أربعة مقادير معروفة. [12]

يُظهر التحليل الإحصائي للعديد من النجوم العملاقة الحمراء المتغيرة المعروفة عددًا من الأسباب المحتملة للاختلاف: فقط عدد قليل من النجوم تظهر اتساعًا كبيرًا وضوضاء قوية تشير إلى التباين في العديد من الترددات ، ويُعتقد أنها تشير إلى رياح نجمية قوية تحدث قرب نهاية حياة اللون الأحمر. العملاق الأكثر شيوعًا هو اختلافات الوضع الشعاعي المتزامنة على مدى بضع مئات من الأيام وربما تغيرات الوضع غير الشعاعي على مدى بضعة آلاف من الأيام فقط يبدو أن عددًا قليلاً من النجوم غير منتظم حقًا ، مع اتساع صغير ، ويرجع ذلك على الأرجح إلى التحبيب الضوئي. تحتوي الكرات الضوئية العملاقة الحمراء على عدد صغير نسبيًا من خلايا الحمل الحراري الكبيرة جدًا مقارنة بالنجوم مثل الشمس. يؤدي هذا إلى اختلافات في سطوع السطح يمكن أن تؤدي إلى اختلافات سطوع مرئية أثناء دوران النجم. [13]

تتشابه أطياف النجوم العملاقة الحمراء مع النجوم الباردة الأخرى ، حيث تهيمن عليها مجموعة من خطوط الامتصاص من المعادن والعصابات الجزيئية. تُستخدم بعض هذه الميزات لتحديد فئة اللمعان ، على سبيل المثال ، بعض نقاط قوة السيانوجين القريبة من الأشعة تحت الحمراء وثلاثية Ca II. [14]

انبعاث الماسر شائع من المواد المحيطة بالنجوم حول الكواكب العملاقة الحمراء. الأكثر شيوعًا أن هذا ينشأ من H2O و SiO ، لكن انبعاث الهيدروكسيل (OH) يحدث أيضًا من مناطق ضيقة. [15] بالإضافة إلى رسم الخرائط عالية الدقة للمادة المحيطة بالنجوم حول الكواكب العملاقة الحمراء ، [16] يمكن استخدام ملاحظات VLBI أو VLBA لأدوات القياس لاشتقاق مناظر دقيقة ومسافات لمصادرها. [17] في الوقت الحالي ، تم تطبيق هذا بشكل أساسي على الأجسام الفردية ، ولكنه قد يصبح مفيدًا لتحليل بنية المجرة واكتشاف النجوم العملاقة الحمراء المحجوبة. [18]

يهيمن الهيدروجين على الوفرة السطحية من الكواكب العملاقة الحمراء على الرغم من أن الهيدروجين في القلب قد تم استهلاكه بالكامل. في المراحل الأخيرة من فقدان الكتلة ، قبل أن ينفجر النجم ، قد يتم تخصيب الهيليوم السطحي إلى مستويات مماثلة للهيدروجين. في نماذج فقدان الكتلة النظرية ، قد يُفقد كمية كافية من الهيدروجين بحيث يصبح الهيليوم العنصر الأكثر وفرة على السطح. عندما تترك النجوم العملاقة ما قبل الحمراء التسلسل الرئيسي ، يكون الأكسجين أكثر وفرة من الكربون الموجود على السطح ، ويكون النيتروجين أقل وفرة من أي منهما ، مما يعكس وفرة من تكوين النجم. يتم استنفاد الكربون والأكسجين بسرعة ويتم تعزيز النيتروجين نتيجة لتجريف المواد المعالجة CNO من طبقات الاندماج. [19]

ويلاحظ أن النجوم العملاقة الحمراء تدور ببطء أو ببطء شديد. تشير النماذج إلى أنه حتى النجوم ذات التسلسل الرئيسي التي تدور بسرعة يجب أن تفرمل بفقدان كتلتها بحيث لا تدور الكواكب الحمراء العملاقة على الإطلاق. قد تكون تلك العمالقة الحمراء العملاقة مثل منكب الجوزاء التي لديها معدلات دوران متواضعة قد اكتسبتها بعد الوصول إلى مرحلة العملاق الأحمر ، ربما من خلال التفاعل الثنائي. لا تزال نوى العمالقة الحمراء تدور ويمكن أن يكون معدل الدوران التفاضلي كبيرًا جدًا. [20]

من السهل تحديد فئات اللمعان الفائق وتطبيقها على أعداد كبيرة من النجوم ، لكنها تجمع عددًا من الأنواع المختلفة جدًا من النجوم في فئة واحدة. يقيد التعريف التطوري المصطلح العملاق الخارق لتلك النجوم الضخمة التي تبدأ اندماج الهيليوم الأساسي دون تطوير نواة هيليوم متحللة وبدون التعرض لمضة الهيليوم. سيستمرون عالميًا في حرق العناصر الأثقل وسيخضعون لانهيار النواة مما يؤدي إلى حدوث مستعر أعظم. [21]

قد تطور النجوم الأقل ضخامة فئة لمعان طيفي عملاق عند لمعان منخفض نسبيًا ، حوالي 1000 لتر ، عندما يكونون على الفرع العملاق المقارب (AGB) يخضع لحرق قشرة الهيليوم. يفضل الباحثون الآن تصنيفها على أنها نجوم AGB متميزة عن الكواكب العملاقة لأنها أقل كتلة ، ولها تركيبات كيميائية مختلفة على السطح ، وتخضع لأنواع مختلفة من النبضات والتنوع ، وستتطور بطريقة مختلفة ، وعادة ما ينتج عنها سديم كوكبي وقزم أبيض . [22] معظم نجوم AGB لن يصبحوا مستعرات أعظم على الرغم من الاهتمام بفئة نجوم السوبر AGB، تلك التي تكاد تكون ضخمة بما يكفي للخضوع لعملية اندماج الكربون الكامل ، والتي قد تنتج مستعرات أعظمية غريبة على الرغم من عدم تطوير قلب حديدي على الإطلاق. [23] إحدى المجموعات البارزة من النجوم ذات اللمعان المنخفض ذات الكتلة المنخفضة هي متغيرات RV Tauri أو AGB أو نجوم ما بعد AGB التي تقع على شريط عدم الاستقرار وتظهر اختلافات شبه منتظمة مميزة.

تتطور النجوم العملاقة الحمراء من نجوم ذات تسلسل رئيسي بكتل تتراوح بين حوالي 8 م و 30 م . لا تبرد النجوم ذات الكتلة الأعلى بشكل كافٍ أبدًا لتصبح عمالقة حمراء عملاقة. تتطور النجوم ذات الكتلة السفلية إلى لب هيليوم متحلل خلال مرحلة عملاقة حمراء ، وتخضع لوميض الهيليوم قبل دمج الهيليوم على الفرع الأفقي ، وتتطور على طول AGB بينما تحرق الهيليوم في غلاف حول قلب متحلل من الكربون والأكسجين ، ثم تفقد الجزء الخارجي منها سريعًا طبقات لتصبح قزمًا أبيض مع سديم كوكبي. [11] قد تطور نجوم AGB أطيافًا ذات فئة لمعان فائقة العملاق لأنها تتوسع إلى أبعاد قصوى بالنسبة إلى كتلتها الصغيرة ، وقد تصل لمعانها عشرات الآلاف من سطوع الشمس. النجوم المتوسطة "super-AGB" ، حوالي 9 أمتار ، يمكن أن يخضع للانصهار الكربوني وقد ينتج عنه مستعر أعظم لالتقاط الإلكترون من خلال انهيار نواة أكسجين ونيون. [23]

نجوم التسلسل الرئيسي ، تحرق الهيدروجين في نواتها ، بكتل تتراوح بين 10 و 30 م سيكون لها درجات حرارة تتراوح بين 25000 كلفن و 32000 كلفن وأنواع طيفية من أوائل ب ، وربما متأخرة جدًا. إنها بالفعل نجوم مضيئة جدًا من 10000 إلى 100000 لتر. بسبب الانصهار السريع لدورة CNO للهيدروجين ولديهم قلب حمل كامل. على عكس الشمس ، فإن الطبقات الخارجية لنجوم التسلسل الرئيسي الساخنة ليست ذات حمل حراري. [11]

تستنفد نجوم التسلسل الرئيسي العملاقة قبل الحمراء هذه الهيدروجين في نواتها بعد 5-20 مليون سنة. ثم يبدأون في حرق قشرة من الهيدروجين حول النواة التي يغلب عليها الهيليوم حاليًا ، وهذا يتسبب في تمددهم وتبريدهم إلى عمالقة عملاقة. يزيد لمعانها بنحو ثلاثة أضعاف. تصل وفرة سطح الهيليوم الآن إلى 40٪ ولكن هناك القليل من الإثراء للعناصر الثقيلة. [11]

يستمر العمالقة العملاقة في البرودة وسيمر معظمهم بسرعة عبر شريط عدم استقرار Cepheid ، على الرغم من أن الأضخم سيقضي فترة وجيزة على شكل عمالقة صفراء. سوف يصلون في وقت متأخر من فئة K أو M ويصبحون عملاق أحمر. يبدأ اندماج الهيليوم في اللب بسلاسة إما أثناء توسع النجم أو بمجرد أن يصبح عملاقًا أحمر فائقًا بالفعل ، لكن هذا ينتج عنه القليل من التغيير الفوري على السطح. تعمل الكواكب الحمراء العملاقة على تطوير مناطق حمل عميقة تمتد من السطح في منتصف الطريق إلى اللب ، وتسبب ذلك إثراءًا قويًا للنيتروجين على السطح ، مع بعض إثراء العناصر الثقيلة. [25]

تخضع بعض الكواكب العملاقة الحمراء لحلقات زرقاء حيث تزداد درجة الحرارة مؤقتًا قبل أن تعود إلى حالة العملاق الأحمر. هذا يعتمد على الكتلة ومعدل الدوران والتركيب الكيميائي للنجم. في حين أن العديد من العمالقة الحمراء لن يمروا بتكرار حلقة زرقاء ، إلا أن البعض قد يمتلك العديد منها. يمكن أن تصل درجات الحرارة إلى 10000 كلفن في ذروة الحلقة الزرقاء. تختلف الأسباب الدقيقة للحلقات الزرقاء باختلاف النجوم ، ولكنها ترتبط دائمًا بزيادة لب الهيليوم كنسبة من كتلة النجم مما يؤدي إلى ارتفاع معدلات فقدان الكتلة من الطبقات الخارجية. [20]

سوف تستنفد جميع الكواكب العملاقة الحمراء الهيليوم الموجود في قلبها في غضون مليون أو مليوني عام ثم تبدأ في حرق الكربون. يستمر هذا مع اندماج العناصر الأثقل حتى يتراكم قلب حديدي ، والذي ينهار حتمًا لإنتاج مستعر أعظم. الوقت من بداية اندماج الكربون حتى الانهيار الأساسي لا يزيد عن بضعة آلاف من السنين. في معظم الحالات ، يحدث الانهيار الأساسي بينما لا يزال النجم عملاقًا أحمر فائقًا ، ويتم إخراج الغلاف الجوي الكبير المتبقي الغني بالهيدروجين ، وينتج عن ذلك طيف مستعر أعظم من النوع الثاني. تتناقص عتامة هذا الهيدروجين المقذوف عندما يبرد وهذا يتسبب في تأخير ممتد لانخفاض السطوع بعد ذروة المستعر الأعظم الأولية ، وهي خاصية المستعر الأعظم من النوع II-P. [11] [25]

من المتوقع أن تفقد أكثر النجوم العملاقة ذات اللون الأحمر إشراقًا ، بالقرب من المعدن الشمسي ، معظم طبقاتها الخارجية قبل أن تنهار نوىها ، وبالتالي فإنها تتطور مرة أخرى إلى عمالقة صفراء مفرطة العملاق ومتغيرات زرقاء مضيئة. يمكن أن تنفجر مثل هذه النجوم على شكل مستعرات أعظم من النوع II-L ، لا تزال تحتوي على الهيدروجين في أطيافها ولكن ليس بهيدروجين كافٍ لإحداث هضبة سطوع ممتدة في منحنياتها الضوئية. النجوم التي تحتوي على كمية أقل من الهيدروجين المتبقية قد تنتج نوعًا غير مألوف من المستعر الأعظم IIb ، حيث يوجد القليل جدًا من الهيدروجين المتبقي بحيث تتلاشى خطوط الهيدروجين في الطيف الأولي من النوع الثاني لظهور مستعر أعظم من النوع Ib. [26]

الأسلاف المرصودة من المستعرات الأعظمية من النوع II-P لديهم درجات حرارة تتراوح بين 3500 كلفن و 4400 كلفن والسطوع بين 10000 لتر و 300000 لتر . هذا يطابق المعلمات المتوقعة للعملاق الأحمر ذو الكتلة الأقل. لوحظ عدد قليل من أسلاف المستعرات الأعظمية من النوع II-L والنوع IIb ، وكلها تحتوي على لمعان يبلغ حوالي 100،000 لتر. ودرجات حرارة أعلى إلى حد ما تصل إلى 6000 كلفن. هذه تطابق جيد للعملاق الأحمر ذو الكتلة الأعلى قليلاً مع معدلات فقدان الكتلة العالية. لا توجد سلالات مستعرات عظمى معروفة تتوافق مع أكثر الكواكب العملاقة الحمراء سطوعًا ، ومن المتوقع أن تتطور هذه النجوم إلى نجوم وولف رايت قبل الانفجار. [20]

لا يزيد عمر الكواكب الحمراء العملاقة بالضرورة عن 25 مليون سنة ، ومن المتوقع أن تتشكل هذه النجوم الضخمة فقط في مجموعات كبيرة نسبيًا من النجوم ، لذلك من المتوقع أن تتواجد في الغالب بالقرب من العناقيد البارزة. ومع ذلك ، فهي قصيرة العمر إلى حد ما مقارنة بالمراحل الأخرى من حياة النجم وتتشكل فقط من نجوم ضخمة غير شائعة نسبيًا ، لذلك سيكون هناك عمومًا أعداد صغيرة فقط من العمالقة الحمراء العملاقة في كل مجموعة في أي وقت. تحتوي مجموعة هودج 301 الضخمة في سديم الرتيلاء على ثلاثة. [27] حتى القرن الحادي والعشرين ، كان أكبر عدد من العمالقة الحمراء العملاقة المعروفة في مجموعة واحدة خمسة في NGC 7419. [28] تم العثور على معظم العمالقة الحمراء بشكل فردي ، على سبيل المثال منكب الجوزاء في جمعية Orion OB1 و Antares في جمعية Scorpius-Centaurus .

منذ عام 2006 ، تم تحديد سلسلة من التجمعات الضخمة بالقرب من قاعدة ذراع Crux-Scutum في المجرة ، كل منها يحتوي على العديد من الكواكب الحمراء العملاقة. يحتوي RSGC1 على 12 عملاقًا أحمرًا على الأقل ، ويحتوي RSGC2 (المعروف أيضًا باسم Stephenson 2) على 26 (ستيفنسون 2-18 ، أحد النجوم ، ربما يكون أكبر نجم معروف) ، ويحتوي RSGC3 على 8 على الأقل ، و RSGC4 (معروف أيضًا كما يحتوي Alicante 8) على 8 على الأقل. تم تحديد ما مجموعه 80 عملاقًا أحمرًا عملاقًا مؤكدًا داخل منطقة صغيرة من السماء في اتجاه هذه المجموعات. يبدو أن هذه المجموعات الأربع كانت جزءًا من انفجار هائل لتكوين النجوم قبل 10-20 مليون سنة عند الطرف القريب من الشريط في مركز المجرة. [29] تم العثور على مجموعات ضخمة مماثلة بالقرب من الطرف البعيد من شريط المجرة ، ولكن ليس مثل هذه الأعداد الكبيرة من العمالقة الحمراء العملاقة. [30]

النجوم الحمراء العملاقة هي نجوم نادرة ، لكنها مرئية من مسافة بعيدة وغالبًا ما تكون متغيرة ، لذلك هناك عدد من الأمثلة المعروفة بالعين المجردة:

أصبحت الأمثلة الأخرى معروفة بسبب حجمها الهائل ، أكثر من 1000 ر :

توقعت دراسة استقصائية التقاط جميع العمالقة الحمراء العملاقة في سحابة ماجلان تقريبًا [31] التي تم اكتشافها حول اثني عشر نجمًا من فئة M Mالخامس−7 وأكثر سطوعًا ، يزيد سطوعها بمقدار ربع مليون مرة عن الشمس ، ومن حوالي 1000 ضعف نصف قطر الشمس إلى أعلى.


هل النجوم NML Cygni و UY Scuti و VY Canis Majoris و VV Cephei بالقرب من نهاية حياتهم؟ - الفلك

لا شيء في الكون لم يتغير ، والنجوم ليست استثناء. لكن لا يمكننا ملاحظة تغير نجم لأنه يعيش لمليارات ومليارات من السنين. أصل جميع النجوم هو سحب الغاز والغبار التي تشكل ببطء ذرات متناثرة في الفضاء. تظهر النجوم في مجموعات ، معظمها مقسم ، لكن بعضها الآخر متماسك بسبب الجاذبية. يعتمد عمر النجم على كتلته. كلما زادت الكتلة ، زادت السرعة في استخدام وقود الهيدروجين ، وقصر عمرها العاصف ، وبعضها ضخم جدًا لدرجة أنها تنفجر. لكن معظمهم ، مثل شمسنا ، يتمتعون بعمر ثابت ، ومشرق بقوة.

تعرف على أفضل 20 من أكبر نجوم هذا العالم ، وهو كوننا.

1. WOH G64

مؤلف المرصد الأوروبي الجنوبي

WOH G64 هو نجم أحمر شديد العملاق في سحابة ماجلان الكبيرة. مع نصف قطر الشمس 2000 مرة ، هو أكبر نجم معروف.

يقدر حجم WOH G64 بنحو 2.985 مليار كيلومتر وهي واحدة من أكبر النجوم المعروفة.

2. VV Cephei

VV Cephei هو نظام ثنائي موجود في كوكبة Cepheus.

يتكون النظام من النجوم VV Cephei A (العملاق الأحمر) وشريك اسمه VV Cephei blue B. يقع النظام على بعد حوالي 8359 سنة من الضوء من النظام الشمسي. إنها 6327 مليون (ستمائة واثنان وثلاثون مليون وسبعمائة ألف) مرة أكبر من الأرض. يبلغ حجم VV Cephei A حوالي 6.000.000.000 (ستة مليارات) شمس.

3. NML Cygni أو V1489 Cygni

NML Cygni أو V1489 Cygni هو نجم أحمر شديد العملاق. إنه أحد أكبر النجوم المعروفة ، مع حوالي 1650 شعاعًا شمسيًا أو 7.67 AU. إنه أحد ألمع العمالقة. تقدر المسافة بينه وبين الأرض بحوالي 1.6 kpc أو حوالي 5300 سنة ضوئية.

4. V354 سيفي

V354 Cephei هو نجم عملاق أحمر موجود في مجرة ​​درب التبانة. يبعد حوالي 9000 سنة ضوئية عن الشمس ويعتبر رابع أكبر نجم معروف ، ويبلغ قطره 2،116،600،000 كيلومتر ، أي 1520 مرة أكبر من الشمس. إذا تم وضعه في وسط النظام الشمسي ، فإن سطحه سيمتد بين مدار كوكب المشتري وزحل.

5. KW Sagitarii

KW Sagitarii هو نجم أحمر شديد العملاق. يبعد حوالي 9800 سنة من الضوء عن الشمس. إنه أحد أكبر النجوم المعروفة.

يبعد حوالي 9800 سنة من الضوء عن الشمس. إنه أحد أكبر النجوم المعروفة ، ويبلغ قطره 1460 مرة أكبر من الشمس تقريبًا ويبلغ حجمه 3 مليارات شمس. يضيء ضوء هذا النجم أكثر من شمسنا بـ 370 ألف مرة. وهي تقع في كوكبة القوس.

6. VY Canis Majoris

نموذج همفري: VY Canis Majoris (VY CMa) هو نجم أحمر ضخم يقع في كوكبة Canis Major. إنه أحد أكبر النجوم المعروفة ، ويبلغ نصف قطره حوالي 1420 شعاعًا شمسيًا. قام فريق من علماء الفلك بقيادة روبرتا همفريز ، جامعة مينيسوتا ، بتقدير نصف قطر شعاع الشمس 1800-2100 ، مما يجعله أكبر نصف قطر نجم معروف. ومع ذلك ، فقد قدرت دراسة حديثة من الملاحظات المباشرة أن نصف قطر شعاع الشمس 1420 ± 120.

نموذج Massey-Levesque-Plez: قام فريق من علماء الفلك بقيادة روبرتا همفريز ، جامعة مينيسوتا ، بتقدير نصف قطر شعاع الشمس 1800-2100 إلى VY Canis Majoris ، مما يجعله أكبر نصف قطر معروف للنجم. ومع ذلك ، فقد قدرت دراسة حديثة من الملاحظات المباشرة أن نصف قطر شعاع الشمس 1420 ± 120.

7. KY Cygni

KY Cygni هو نجم أحمر شديد العملاق (فئة طيفية M3M) يقع في كوكبة Cygnus. إنه أحد أكبر النجوم المعروفة ، ويبلغ قطره حوالي 1420 مرة أكبر من الشمس ويضيء 300 ألف مرة أكثر من الشمس. يبعد حوالي 5200 سنة ضوئية عن الشمس.

8. Mu Cephei (μ Cep، μ Cephei)

Mu Cephei (μ Cep ، μ Cephei) ، المعروف أيضًا باسم Herschel & # 8217s Garnet Star هو نجم أحمر عملاق عظمى يقع في كوكبة Cepheus. إنه أحد أكبر النجوم وأكثرها لمعانًا في مجرة ​​درب التبانة. لديه تصنيف طيفي لـ M2 Ia.

منذ عام 1943 ، كان طيف هذا النجم بمثابة الأساس الذي يتم من خلاله تصنيف النجوم الأخرى. لاحظ ويليام هيرشل لون Mu Cephei ، الذي وصفه بأنه & # 8220a أحمر ولون عميق & # 8221.

9. 72 ليونيس

يعيش 72 ليونيس في كوكبة ليو. إنه نجم عملاق أحمر لامع مع سطوع مرئي واضح يبلغ 4.56. يحمل مدارها المجري المتوقع ما بين 21200 و 25300 سنة ضوئية من مركز المجرة. إنها تتحرك بسرعة 37.4 كم / ث بالنسبة للشمس.

10. V509 Cassiopeiae

V509 Cassiopeiae hypergiant هو نجم أصفر-أبيض من النوع F مع حجم ظاهر +5.10 في كوكبة ذات الكرسي. 10 & # 8211 V509 Cassiopeiae (V509 Cas) هو نجم في كوكبة ذات الكرسي.

V509 Cassiopeiae hypergiant هو نجم من النوع F أصفر-أبيض بحجم ظاهر +5.10. يبعد حوالي 7800 سنة ضوئية عن الأرض. يصنف على أنه نجم متغير نصف دائري ويتنوع سطوعه من حجم +4.75 إلى +5.5.

11. ثيتا موسكى

Theta Muscae (θ Mus ، Muscae θ) هو نظام نجمي ثلاثي في ​​كوكبة Musca.

مع الحجم الظاهري المجمع 5،53،1 لا يمكن رؤيته إلا بالعين المجردة في ظل ظروف مشاهدة ممتازة. لكن مكونه الأساسي هو ثاني ألمع نجم في السماء Wolf- Rayet (في المرتبة الثانية بعد Gamma Velorum).

نجوم وولف رايت هي كواكب زرقاء عملاقة في مرحلة متقدمة من التطور فقدت طبقاتها الخارجية وتنبعث منها عناصر أساسية ثقيلة ، خاصة الكربون في هذه الحالة ، بصرف النظر عن الرياح النجمية القوية.

Theta Muscae بعيد جدًا عن الأرض بحيث لا يمكن قياس بعده باستخدام طريقة المنظر ، ولكن تم تقدير هذه القيمة بحوالي 7500 سنة ضوئية (2300 قطعة).

يتكون هذا النظام ثلاثي النجوم من ثنائي طيفي وأبعد عملاق أزرق. ثنائي طيفي يتكون من نجم Wolf-Rayet من النوع الطيفي WC5 / 6 ، ونجم من فئة التسلسل الرئيسي من النوع الطيفي O6 / O7V. يفصل بينهما 0.5 AU ويكمل مدارًا كل 19.14 يومًا. 46 مللي ثانية من القوس (المقابل لـ 100 AU) للزوج هو العملاق الأزرق ، الذي له نوع طيفي من O9.5 / B0Iab.

النجوم الثلاثة شديدة السطوع ، وربما يكون لمعانها معًا أكثر من مليون ضعف لمعان الشمس.

كل منهم لديه أكثر من 10 أضعاف كتلة الشمس ، وبالتالي قد ينهي حياتهم على شكل مستعرات أعظم.

12. V838 Monocerotis

V838 Monocerotis هو نجم أحمر عملاق ضخم يقع في كوكبة Monoceros ، مع قوته الظاهرة +15.74. يشار إليه على أنه أحد أغرب نجوم مجرة ​​درب التبانة ، وواحد من ألمع نجوم مجرتنا. إنه نجم متغير ، على مسافة حوالي 20000 سنة ضوئية من الشمس (6 كيلو بايت). عانى من ثوران بركاني كبير في عام 2002. في الأصل ، كان مستعرًا نموذجيًا. بسبب الانفجارات ، تغيرت تماما. تبع ذلك العديد من الانفجارات البركانية ، بما في ذلك ثوران نجمي أبلغ عن عملية موت ، واندمجت من نجم ثنائي أو كواكب.

13. V382 Carinae

V382 Carinae ، المعروف أيضًا في تصنيف Bayer باسم x Carinae (Car x) ، هو نجم يقع في كوكبة Carina. يقع على بعد 5930.90 سنة ضوئية من الأرض. يُصنف هذا النجم على أنه نجم متغير Cepheid ، ويتراوح سطوعه من حجم +3.84 إلى +4.02.

14. العقرب (α Scorpii ، Alpha Scorpii)

Antares (α Scorpii ، Alpha Scorpii) هو نجم عملاق أحمر في كوكبة العقرب. إنه النجم السادس عشر الأكثر سطوعًا في سماء الليل (على الرغم من أنه يعتبر أحيانًا الخامس عشر ، إذا تم حساب ألمع عنصرين للنجم كابيلا كنجم واحد). بالاقتران مع Aldebaran و Spica و Regulus ، يعد Antares واحدًا من ألمع أربعة نجوم بالقرب من مسير الشمس. قلب العقرب هو نجم ذو تباين بطيء بحجم ظاهر قدره +1.09.

15. Alpha Orionis (α Orionis)

Alpha Orionis (α Orionis) ، المعروف باسم Betelgeuse ، هو نجم ذو سطوع متغير ، فهو النجم العاشر أو الثاني عشر الأكثر سطوعًا في السماء. وهو أيضًا ثاني ألمع نجم في كوكبة الجبار. على الرغم من التعيين α (& # 8220alpha & # 8221) ، وفقًا لتصنيف Bayer ، فهي ليست مشرقة مثل Rigel (β Orionis).

منكب الجوزاء في الواقع أكثر إشراقًا من ريجل في الطول الموجي للأشعة تحت الحمراء ، ولكن ليس في الأطوال الموجية المرئية.

16. S Pegasi (S Peg)

S Pegasi (S Peg) عبارة عن Mira متغير طويل المدى يستغرق 319.22 يومًا لكل فترة. حجمها الواسع 8-13 ، ولها 580 ضعف نصف قطر شمسنا. تقع في كوكبة بيغاسوس.

17. إس دورادوس

S Doradus هو ألمع نجم في سحابة Magellanic الكبيرة ، وهي مجرة ​​تابعة لمجرة درب التبانة. كونه عملاقًا مفرطًا ، فهو أحد أكثر النجوم المعروفة لمعانًا (شيء أكثر سطوعًا من الحجم المطلق -10 ، ولكنه بعيد جدًا بحيث لا يمكن رؤيته بالعين المجردة).

يمكننا أن نجدها في أقصى السماء الشمالية في كوكبة دورادو ، الصعود الأيمن 5 س و 18.2 م ، الانحراف -69 ° 15 & # 8216.

ينتمي هذا النجم إلى فئة النجوم المتغيرة التي تحمل نفس الاسم ، وهي S Doradus (عادة ما يتم تعميد هذه الفئات باسم نماذجها الأولية) ، والتي تسمى أيضًا LBV (المتغير الأزرق المضيء).
تتمتع S Doradus بتغيرات سطوع طويلة وبطيئة في دورة 40 عامًا ، تتخللها ثورات بركانية عرضية.

18. تي سيفي

T Cephei هو نجم أحمر عملاق في كوكبة Cepheus ، على بعد 685.22 سنة من الضوء من الأرض.

إنه أحمر شديد المتغير من نوع Mira ، ويتراوح سطوعه المميز بين 5.40 و 10.9 درجة في حوالي 388.1 يومًا. إنه نجم من الدرجة الطيفية M ، نصف قطره أكبر بـ 540 مرة من شمسنا.

إحداثيات الاجتماع: خط العرض: 88.346 درجة ، خط العرض: -47.756 درجة

تبلغ سرعة دورانه 20 كم / ث وقطره -3.4 كم / ث.

19. S Orionis (S Ori)

S Orionis (S Ori) هو نجم عملاق أحمر في كوكبة الجبار. إنه نجم ميرا متغير ، تبلغ دورته 420 يومًا ، ويتراوح نصف قطره من 1.9 إلى 2.3 وحدة فلكية.

20. جاما فيلوروم (أو ريجور)

جاما فيلوروم هو نظام نجمي في كوكبة فيلا. مع الحجم الظاهر +1.75 ، يُعد أحد أكثر النجوم لمعانًا في سماء الليل. لها أسماء علم أخرى مثل Suhail أو Al Suhail al-Muhlif (لا ينبغي الخلط بينها وبين اسم Suhail الذي يمكن أن يكون أيضًا نجومًا أخرى مثل Lambda Velorum).

اسمها الأكثر شهرة الآن هو Regor ، وهو عكس Roger ، تكريماً لرائد الفضاء Roger Chaffee. يقع على بعد حوالي 813 سنة ضوئية من شمسنا.

إنه نظام مكون من ستة نجوم. ألمع عضو ، γ ² Velorum أو γ Velorum A ، هو حاليًا ثنائي طيفي يتكون من عملاق أزرق من النوع الطيفي O9 (30 M ☉) ، ونجم ضخم وولف رايت نجم ، أثقل نجم معروف (10 M ☉ ، في الأصل بالقرب من 40 م). الفترة المدارية للثنائي 78.5 يومًا والفصل 1 AU.

يحتوي Gamma Velorum على رفيق ، اللامع (الحجم الظاهري +4.2) ¹ γ Velorum أو γ Velorum B ، إنه & # 8217s من النوع الطيفي الأزرق والأبيض من النوع B وهو مفصول عن الثنائي Wolf-Rayet بمقدار 41.2 & # 8220 ، يمكن ملاحظة المسافة بالمنظار.


ستار تايم

تنوع الساعات المصممة لقياس دقائق حياتنا أمر مذهل. لقد طور العباقرة والبراغماتيون والمخترقون أجهزة كبيرة وصغيرة للاحتفال برحلة الشمس عبر السماء. الساعات الشمسية ، والساعات الرملية ، والشموع المعايرة ، وحتى ساعات البخور المتقنة تنظم الصلوات اليومية ، وساعات العمل ، وأوقات الوجبات. تم دفن فرعون مصري بساعة مائية مصممة حوالي 1500 قبل الميلاد والتي لا تزال تثير اهتمام المهندسين المعاصرين بتدفقاتها الذكية إلى الداخل والخارج لقياس الوقت. طور اليونانيون نسختهم الخاصة من الساعة المائية حوالي 325 قبل الميلاد والتي تسمى clepsydra أو "لص الماء" واستخدموها لتوقيت الخطب في المحاكم.

بمرور الوقت ، بدأت نسخ أصغر من الساعات تظهر في أروقة العقارات ، وعلى رفوف المنازل الخاصة ، وفي جيوب الرجال الأثرياء ، وفي النهاية على معاصم كل من يستطيع تحمل تكلفة Timex أو Seiko أو Pulsar. الساعة الذكية هي du jour ، لكن من يدري ما سيحدث بعد ذلك. ومع ذلك ، لا يزال أقدم كرونوغراف يحوم فوقنا ، ويظهر وجهه المتلألئ بشكل أفضل في الليالي الصافية ومن قمم الجبال البعيدة. الساعة النجمية عبارة عن ساعة بنظام 24 ساعة تعمل للخلف استنادًا إلى النجوم الشمالية وتتطلب القليل من العمليات الحسابية للوصول إلى الوقت الصحيح ، ولكنها لا تنفد أبدًا ، ولا تنكسر أبدًا ، ويمكن استخدامها من قبل أي شخص يتمتع برؤية جيدة إلى حد ما. the night sky.

2 – Find the two “pointer stars” which are the two stars where any liquid would run out of the bottom of the dipper.

3 – Follow the straight line of the two “pointer stars” five times the distance between those stars to locate the North Star.

4 – The North Star is the center of the star clock.

5 – The star clock has only one hand, formed by imagining a straight line that runs from the North Star and through the two “pointer stars” in the Big Dipper.

6 – The clock moves counterclockwise and measures 24 positions. At the top is midnight. The position one quarter to the left which would be 9:00 on a traditional clock is actually 6:00 AM on the star clock. The bottom of the clock is 12:00 noon.

7 – The star clock also runs 4 minutes faster than the sun each day, so it requires some math to get at an accurate reading.

8 – On March 7 th of each year the clock tells the correct time. For every week after March 7 subtract half an hour and for every week before March 7 add half an hour.

9 – If it is Daylight Savings Time add one more hour.

Suppose today is September 14 th . The pointer stars in the Big Dipper are in a straight line below the North Star. This would be noon on the star clock. However, the clock reading is fast by one-half hour for six months and one week, or twelve and a half hours. Moving back twelve and a half hours from noon puts the time at 11:30 p.m. Considering that September is still in Daylight Savings Time one hour is added back onto the clock. This makes the time 12:30 a.m. or half past midnight on a traditional clock.

As soon as it’s dark enough, go outside and determine the position of the North Star and the pointer stars in the Big Dipper. Check the date. Do the math. Does the time on the star clock match the time on your wristwatch or smartphone? They should be close.

Our reasons for measuring time have evolved over the years, but mostly it’s been for the purposes of coordination, for gathering together at the intersection of a specific time and place. It’s kind of a cosmic “You Are Here” sign. There are a gazillion ways to measure time, to subdivide it and record it, but perhaps what matters most is what نحن do with it as the stars slide around the great circle of the sky above us.

And for those worried about the end of time, Charles Schulz offered reassurance through the ever sensible Marcie in his June 13, 1980 cartoon strip. “I promise there’ll be a tomorrow, sir,” Marcie says, “in fact, it’s already tomorrow in Australia.”


Quasi star compared to uy scuti

She has won a galaxy of awards from the broadcasting and science communities, including having an asteroid named 3505 Byrd in her honor. Below is a list of the largest stars, so far discovered, ordered by radius. It’s a pulsating star that swells and shrinks periodically, usually shining about 400,000 times brighter than our Sun. It is bigger than UY Scuti and my Cheese Star, but smaller than Quasi-star. UY Scuti vs Sun. Scudder said: This star is one of a class of stars that varies in brightness because it varies in size, so this number is also likely to change over time. This thread is archived. In this article, we are going to examine the biggest known stars, dig into how they are discovered and what the challenges are in measuring their size, and compare the giant stars of UY Scuti and VY Canis Majoris to Earth and our star… In a closely packed star cluster, double-stars are more likely to encounter each other and merge. At an estimated 1,540 times the sun’s radius, this star is thought to be the largest star in the Large Magellanic Cloud, in terms of sheer physical size. However all the stars mentioned are tiny compared to Quasi-stars. However, the star was better documented in 2012 with the help of greater technological equipment. Size comparison of a hypothetical quasi-star/black hole star (diameter of

7,187 solar diameters, mass of 1000+ solar masses) and several known giant stars: UY Scuti (

7-10 solar masses), VY Canis Majoris (

17 solar masses), Betelgeuse (

11.6 solar masses), the Pistol Star (

306 solar … UY Sct is a dust-enshrouded bright red supergiant and is classified as a semiregular variable with an approximate pulsation period of 740 days. And, again, we’re talking size here, not mass.


أنواع النجوم

Some of the images of stars below include text, HUD elements, or portions of ships within the image itself. These images should be replaced with clean images that display only the relevant stars.

Main Sequence Stars (O, B, A, F, G, K, M)

77% Ώ] of all stars this category can be considered Very Common. ΐ]

Class O star systems rarely contain terrestrial bodies. One of the most likely to host a stellar nursery.

Class B star systems rarely contain terrestrial bodies. One of the most likely to host a stellar nursery.

Class A star systems often contain high metal content worlds and metal-rich bodies.

Class F star systems are one of the most likely to contain Earth-like worlds.

Class G star systems are one of the most likely to contain Earth-like worlds.

Class K star systems are the most likely to contain water worlds and rocky bodies.

Class M star systems tend to contain many icy bodies and rocky ice worlds.

Giants and Supergiants

0.25% Ώ] of all stars this category can be considered Very Rare. ΐ]

Proto Stars (Herbig Ae/Be, TTS)

2.4% Ώ] of all stars this category can be considered Rare. ΐ]

Herbig Ae/Be stars are more common nearer the galactic core.

Take caution when travelling and using a fuel scoop, as the TTS' appearance often resembles M or K stars.

Carbon Stars (C, CH, CHd, CJ, CN, CS, MS, S)

0.08% Ώ] of all stars this category can be considered Very Rare. ΐ]

Wolf-Rayet Stars (W, WC, WNC, WNC, WO)

0.05% Ώ] of all stars this category can be considered Very Rare. ΐ]

Example system with yellow color is Dryaa Flyuae AA-A H254.

Black Holes

0.41% Ώ] of all stars this category can be considered Very Rare. ΐ]

Less likely to be found nearer the edge of the galactic plane.

Take great caution when approaching a supermassive black hole, as unlike other smaller black holes, a supermassive black hole will cause rapid heat build-up if approached too closely, causing significant ship damage. Sagittarius A* is currently the only known Supermassive Black Hole in the game.

Neutron Stars

4.0% Ώ] of all stars this category can be considered Rare. ΐ]

Take caution when approaching these stars, as they are so tiny they are almost invisible. They still radiate heat, and getting closer than 0.25Ls will cause one's heat to build up. If you fly with your ship into the emitted energy cloud your FSD will be supercharged and the jump range for the next jump will be dramatically increased. However, dropping out of supercruise while within a neutron star's jet is incredibly dangerous, as incredibly fast particles of ionized matter will tear through your ship's hull and systems. Take special care when supercharging to ensure that you do not fly too close to the star, or your ship may be heavily damaged/destroyed after performing an emergency drop. More common near the center of the galaxy.

White Dwarfs (D, DA*, DB*, DC*, DO*, DQ, DX)

0.36% Ώ] of all stars this category can be considered Very Rare. ΐ]

White dwarfs (category D for degenerate) are the collapsed core of a star that has lost a large proportion (

20%) of its original mass as the ejected material of a planetary nebula or in a supernova explosion, the terminal stages of stellar evolution. White dwarfs are not stars because they no longer sustain nuclear fusion, and lacking this interior thermal source of support the star has gravitationally collapsed to a very small radius. White dwarfs glow with the residual heat of the degenerate core, which can have a temperature well above 100,000 K at collapse and that cools over several billion years. Class D is further divided into spectral types Δ] that indicate the elemental composition of the photosphere.

  • DA: strong Balmer series hydrogen absorption lines only no helium or metals present.
  • DB: strong He I (neutral helium) absorption lines only no hydrogen or metals present.
  • DC: a continuous (blackbody) spectrum with no absorption lines deeper than 5% in any part of the electromagnetic spectrum.
  • DO: strong lines of He II (ionized helium) with molecular hydrogen or helium present.
  • DQ: carbon absorption lines, either atomic or molecular, in any part of the electromagnetic spectrum.
  • DZ: metal (elements heavier than helium) absorption lines in the absence of both hydrogen and helium lines.

Symbols Appended to the Above Designations

  • P: magnetic white dwarfs with detectable polarization.
  • H: magnetic white dwarfs without polarization.
  • X: peculiar or unclassifiable spectrum.
  • E: emission lines (of any element) present.
  •  ?, :: uncertain classification.
  • V: variable luminosity.
  • d: circumstellar dust.
  • C I, C II, O I, O II added within parentheses to indicate the presence of these elements in DQ objects.

The current practice is to append numerical indicators of the white dwarf temperature and surface gravity, separated by an underline "_". Temperature is indicated as the effective surface temperature divided into 50400 and rounded to the first decimal place, e.g. DA.9 = 56000 K and DB1.2 = 42000 K. Gravity is assessed as the width of the dominant spectral lines and the log values range from 7 to 9.

The table below shows the white dwarf subtypes within Elite Dangerous. These do not necessarily match the notation mentioned above (for example, ED uses DAZ which probably should be DZ) but comes very close. The "Rarity" column indicates the subtype rarity within the White Dwarfs spectrum.

Take caution when approaching these stars, as their sphere of influence is surprisingly large for their size.

Brown Dwarfs (L, T, Y)

15% Ώ] of all stars this category can be considered Common. ΐ]

Class L star systems tend to contain many icy bodies.

Class T star systems tend to contain many icy bodies.

Class Y star systems tend to contain many icy bodies. Take caution when exiting a hyperspace jump into a Y-Class star system, as the humble appearance of these star types can cause one to fly too close to the star, hitting the body exclusion zone and triggering an emergency drop from supercruise.

Undiscovered Star Types

These classes are mentioned in the Journal documentation, Β] but none have been submitted to EDSM yet.

صورة Class Β] Fuel-Scoopable Rarity Within Type Description / Notes
Exotic None found/reported yet.
سديم Some systems, when searched for in the galaxy map, will result in the selection of a correspondingly named nebula, which was presumably once the system that was searched for.
Rogue Planet None found/reported yet.
Stellar Remnant Nebula None found/reported yet.


Related Research Articles

أ سوبرنوفا is a powerful and luminous stellar explosion. This transient astronomical event occurs during the last evolutionary stages of a massive star or when a white dwarf is triggered into runaway nuclear fusion. The original object, called the progenitor, either collapses to a neutron star or black hole, or is completely destroyed. The peak optical luminosity of a supernova can be comparable to that of an entire galaxy before fading over several weeks or months.

Supergiants are among the most massive and most luminous stars. Supergiant stars occupy the top region of the Hertzsprung–Russell diagram with absolute visual magnitudes between about 𕒷 and 𕒼. The temperature range of supergiant stars spans from about 3,400 K to over 20,000 K.

In astronomy, a blue giant is a hot star with a luminosity class of III (giant) or II. In the standard Hertzsprung–Russell diagram, these stars lie above and to the right of the main sequence.

أ blue supergiant (BSG) is a hot, luminous star, often referred to as an OB supergiant. They have luminosity class أنا and spectral class B9 or earlier.

أ giant star is a star with substantially larger radius and luminosity than a main-sequence star of the same surface temperature. They lie above the main sequence on the Hertzsprung–Russell diagram and correspond to luminosity classes II و III. The terms giant و dwarf were coined for stars of quite different luminosity despite similar temperature or spectral type by Ejnar Hertzsprung about 1905.

ال asymptotic giant branch (AGB) is a region of the Hertzsprung–Russell diagram populated by evolved cool luminous stars. This is a period of stellar evolution undertaken by all low- to intermediate-mass stars late in their lives.

ال red-giant branch (RGB), sometimes called the first giant branch, is the portion of the giant branch before helium ignition occurs in the course of stellar evolution. It is a stage that follows the main sequence for low- to intermediate-mass stars. Red-giant-branch stars have an inert helium core surrounded by a shell of hydrogen fusing via the CNO cycle. They are K- and M-class stars much larger and more luminous than main-sequence stars of the same temperature.

أ subgiant is a star that is brighter than a normal main-sequence star of the same spectral class, but not as bright as giant stars. The term subgiant is applied both to a particular spectral luminosity class and to a stage in the evolution of a star.

Luminous blue variables (LBVs) are massive evolved stars that show unpredictable and sometimes dramatic variations in both their spectra and brightness. They are also known as S Doradus variables after S Doradus, one of the brightest stars of the Large Magellanic Cloud. They are extraordinarily rare with just 20 objects listed in the General Catalogue of Variable Stars as SDor, and a number of these are no longer considered to be LBVs.

أ yellow hypergiant (YHG) is a massive star with an extended atmosphere, a spectral class from A to K, and, starting with an initial mass of about 20󈞨 solar masses, has lost as much as half that mass. They are amongst the most visually luminous stars, with absolute magnitude (Mالخامس) around 𕒽, but also one of the rarest, with just 15 known in the Milky Way and six of those in just a single cluster. They are sometimes referred to as cool hypergiants in comparison with O- and B-type stars, and sometimes as warm hypergiants in comparison with red supergiants.

أ yellow supergiant (YSG) is a star, generally of spectral type F or G, having a supergiant luminosity class. They are stars that have evolved away from the main sequence, expanding and becoming more luminous.

S Persei is a red supergiant or hypergiant located near the Double Cluster in Perseus, north of the cluster NGC 869. It is a member of the Perseus OB1 association and one of the largest known stars. If placed in our solar system, its photospehere would engulf the orbit of Jupiter. It is also a semiregular variable, a star whose variations are less regular than those of Mira variables.

في واي كانيس ماجوريس is an extreme oxygen-rich (O-rich) red hypergiant (RHG) or red supergiant (RSG) and pulsating variable star 1.2 kiloparsecs from the solar system in the slightly southern constellation of Canis Major. It is one of the largest known stars, is one of the most luminous and massive red supergiants, as well as one of the most luminous stars in the Milky Way.

أ hypergiant (luminosity class 0 or Ia + ) is a very rare type of star that has an extremely high luminosity, mass, size and mass loss because of their extreme stellar winds. على المدى hypergiant is defined as luminosity class 0 (zero) in the MKK system. However, this is rarely seen in the literature or in published spectral classifications, except for specific well-defined groups such as the yellow hypergiants, RSG (red supergiants), or blue B(e) supergiants with emission spectra. More commonly, hypergiants are classed as Ia-0 or Ia + , but red supergiants are rarely assigned these spectral classifications. Astronomers are interested in these stars because they relate to understanding stellar evolution, especially with star formation, stability, and their expected demise as supernovae.

أ red giant is a luminous giant star of low or intermediate mass in a late phase of stellar evolution. The outer atmosphere is inflated and tenuous, making the radius large and the surface temperature around 5,000 K or lower. The appearance of the red giant is from yellow-orange to red, including the spectral types K and M, but also class S stars and most carbon stars.

RMC 136a1 is one of the most massive and luminous stars known, at 215  M and 6.2 million L , and is also one of the hottest, at around 46,000 K . It is a Wolf–Rayet star at the center of R136, the central concentration of stars of the large NGC 2070 open cluster in the Tarantula Nebula in the Large Magellanic Cloud. The cluster can be seen in the far southern celestial hemisphere with binoculars or a small telescope, at magnitude 7.25. R136a1 itself is 10,000 times fainter and can only be resolved using speckle interferometry.

PZ Cassiopeiae is a red supergiant star located in the Cassiopeia constellation, and a semi-regular variable star.

HD 179821 or V1427 Aquilae is either a post-red supergiant yellow hypergiant or a post-AGB yellow supergiant star in the constellation of Aquila, surrounded by a detached dust shell. It is a semi-regular variable nearing the end of its life.

ان O-type star is a hot, blue-white star of spectral type O in the Yerkes classification system employed by astronomers. They have temperatures in excess of 30,000 kelvin (K). Stars of this type have strong absorption lines of ionised helium, strong lines of other ionised elements, and hydrogen and neutral helium lines weaker than spectral type B.

أ super-AGB star is a star with a mass intermediate between those that end their lives as a white dwarf and those that end with a core collapse supernova, and properties intermediate between asymptotic giant branch (AGB) stars and red supergiants. They have initial masses of 7.5𔃇.25  M in stellar-evolutionary models, but have exhausted their core hydrogen and helium, left the main sequence, and expanded to become large, cool, and luminous.


We found at least 10 Websites Listing below when search with vy canis majoris supernova on Search Engine

A hypergiant star's mysterious dimming Space EarthSky

Earthsky.org DA: 12 PA: 50 MOZ Rank: 62

While scientists generally think that في واي كانيس ماجوريس will eventually explode in a سوبرنوفا, there’s also a chance it may turn directly into a black hole instead, skipping the سوبرنوفا

VY Canis Majoris mass-loss history sheds light on

  • And this would make sense given that both Betelgeuse and في واي كانيس ماجوريس are predicted to go سوبرنوفا within 100,000 years

When will VY Canis Majoris be expected to be a supernova

Quora.com DA: 13 PA: 50 MOZ Rank: 65

  • It has been shedding tons of material
  • It’s an incredibly massive star, 30 to 40 times more massive than our sun, about 300,000 times brighter, about 1,800 to 2,000 times larger in radius
  • Hypergiants don’t last very long (relative

Hypergiant Red Star VY Canis Majoris Is Going To Die Soon

Cosmosup.com DA: 16 PA: 50 MOZ Rank: 69

  • في واي كانيس ماجوريس is going to continue “dieting” until the end
  • Its end will come as a violent سوبرنوفا explosion, which should happen, cosmologically speaking, very soon
  • Maybe in a thousand year or, maybe, in a few hundred thousand

Red Hypergiant Could Explain What's up With Betelgeuse

  • But on في واي كانيس ماجوريس, the cells may be as large as the whole sun or larger
  • “This is probably more common in red supergiants than scientists thought and في واي كانيس ماجوريس

5 Better Candidates Than Betelgeuse For Our Galaxy’s Next

Forbes.com DA: 14 PA: 50 MOZ Rank: 69

  • Today we see the Crab Nebula as the expanding gaseous remnant from a star that self-detonated as a سوبرنوفا, briefly shining as brightly as 400 million suns

The Hypernova of VY Canis Majoris

Youtube.com DA: 15 PA: 6 MOZ Rank: 27

Get your own telescope and support Deep Astronomy! OPT Telescopes can set you up with great astronomy gear (aff link): http://bit.ly/2Wq0BO8By popular reques

Hubble Solves Mystery of Monster Star's Dimming

Hubblesite.org DA: 14 PA: 42 MOZ Rank: 63

  • في واي كانيس ماجوريس may have already shed half of its mass
  • Rather than exploding as a سوبرنوفا, it might simply collapse directly to a black hole
  • The team's findings appear in the February 4, 2021 edition of The Astronomical Journal .

The Short, Violent Life of a Red Hypergiant Star

Dailygalaxy.com DA: 15 PA: 50 MOZ Rank: 73

في واي كانيس ماجوريس, one of the largest known stars in the Milky Way and 300,000 times brighter than our Sun, “is behaving a lot like Betelgeuse on steroids,” said astrophysicist Roberta

VY Canis Majoris Facts, Information, History & Definition

Nineplanets.org DA: 15 PA: 18 MOZ Rank: 42

  • في واي كانيس ماجوريس is a red supergiant/hypergiant star of spectral type M3-M4.5
  • It is an extreme oxygen-rich and pulsating variable star
  • It has an apparent magnitude that varies from 6.5 to - 9.6, and its absolute magnitude is – 9.4
  • This hypergiant is losing its mass to a rate of around 30 times the mass of Earth every single year.

VY Canis Majoris is "Like Betelgeuse on Steroids

  • في واي كانيس ماجوريس is “Like Betelgeuse on Steroids”
  • The disappearance of a star can take many forms
  • It could turn into a black hole
  • Or it could just fade away quietly

NML Cygni – The Largest Star We Currently Know of in the

  • However, this video was made before the NML Cygni was discovered and shows the في واي كانيس ماجوريس as the largest known star, which it was at the time this video was made
  • ال في واي كانيس ماجوريس is 1,420 times larger than our Sun (and again, the …

VY Canis Majoris in process of going supernova, it'll

Pinterest.com DA: 17 PA: 24 MOZ Rank: 53

Dec 7, 2012 - في واي كانيس ماجوريس in process of going سوبرنوفا, it'll collapse on its huge size and density to infinite mass and energy turning itself to a black hole, with no escape, not even light.

The Hypernova of VY Canis Majoris

Dailymotion.com DA: 19 PA: 14 MOZ Rank: 46

  • The reason for this mass loss is poorly understood, but it is believed to be due instabilities in the interior and exterior layers of the star
  • These instabilities are usually the progenitor of a سوبرنوفا
  • في واي كانيس ماجوريس has already shed over half of its original mass
  • It is in the final throes of death and could explode at literally, any time.

VY Canis Majoris (Supergiant Star) Star Facts

  • في واي كانيس ماجوريس estimated radius has been calculated as being 188.25 times bigger than the Sun
  • The Sun's radius is 695,800km, therefore the star's radius is an estimated 130,982,082.14.km
  • If you need the diameter of the star, you just need to multiple the radius by 2
  • The figure is derived at by using the formula from SDSS rather than peer

The Red Hypergiant VY CMa – Betelgeuse on Steroids

Cse.umn.edu DA: 11 PA: 50 MOZ Rank: 76

  • في واي كانيس ماجوريس may have already shed half of its mass
  • Rather than exploding as a سوبرنوفا, it might simply collapse directly to a black hole
  • The team’s findings appear in the February 4, 2021 edition of The Astronomical Journal
  • Authors includeSchool of Physics and Astronomy Professors Kris Davidson and Terry Jones and former University

صور مفصلة ل Hypergiant Star VY Canis Majoris

  • في واي كانيس ماجوريس is a stellar goliath, a red hypergiant, one of the largest known stars in the Milky Way
  • It is 30–40 times the mass of the Sun and 300,000 times more luminous
  • In its current state, the star would encompass the orbit of Jupiter, having expanded tremendously as …

Bad Astronomy Betelgeuse has nothing on VY CMa, which

Syfy.com DA: 12 PA: 50 MOZ Rank: 79

  • But in this case we're talking about the star في واي كانيس ماجوريس (or VY CMa for short)
  • This ridiculously bloated red hypergiant is about 4,000 light years away in the constellation of Canis Major, the Big Dog (one of Orion's hunting dogs)
  • In this case, the constellation is appropriate: VY CMa is an immense star, well over 2 billion kilometers wide.
  • For comparison, the Sun is 1.4 million km

Hypergiant Star Is Dropping 30 Earthloads Of Dust A Year

Forbes.com DA: 14 PA: 50 MOZ Rank: 82

Astronomers have discovered that the hypergiant star في واي كانيس ماجوريس is shedding 30 Earthloads of dust a year in a massive weight loss programme before it goes سوبرنوفا

The future of VY Canis Majoris -- Astronomy.info

Youtube.com DA: 15 PA: 6 MOZ Rank: 40

  • If you enjoyed the video Subscribe and Share
  • It will help us a lot and we will be motivated to create more content! شكرا لك!

Earth Size Compared to Sun Graphic

  • Astronomers expect VY Cani Majoris to go سوبرنوفا within the next 100,000 years
  • Here's how في واي كانيس ماجوريس compares to Betelgeuse (in …

Red Supergiants as Potential Type IIn Supernova

  • We present high-resolution 4.6 μm CO spectra of the circumstellar environments of two red supergiants (RSGs) that are potential سوبرنوفا (SN) progenitors: Betelgeuse and في واي كانيس ماجوريس (VY CMa)
  • Around Betelgeuse, 12 CO emission within ۭ'' (䔰 km s -1 ) follows a mildly clumpy but otherwise spherical shell, smaller than its

The Hypernova of VY Canis Majoris on Vimeo

Vimeo.com DA: 9 PA: 9 MOZ Rank: 40

  • Make social videos in an instant: use custom templates to tell the right story for your business
  • Broadcast your events with reliable, high-quality live streaming
  • Record and instantly share video messages from your browser
  • Get your team aligned with all the tools you need on one secure, reliable video platform.

A giant star in deep space is obscured by dust

News.yahoo.com DA: 14 PA: 46 MOZ Rank: 83

A huge star 300,000 times brighter than the Sun is nearing the end of its life and shrouding itself with dust, according to new data from the Hubble Space Telescope.Why it matters: Learning more about this star — named في واي كانيس ماجوريس — will help astronomers piece together how stars much larger than the Sun evolve and behave at the ends of their stellar lives.Stay on top of the …

VY Canis Majoris is Enshrouded in Giant Dust Clouds

Sci-news.com DA: 16 PA: 50 MOZ Rank: 90

  • في واي كانيس ماجوريس is located 3,840 light-years away in the constellation of Canis Major
  • Also known as VY CMa, HD 58061 or HIP 35793, في واي كانيس ماجوريس

Red hypergiant mimics Betelguese with dusty dimming on a

  • Zooming into في واي كانيس ماجوريس: The left panel is an image captured by the Hubble Space Telescope showing the trillion-mile-wide nebula of debris ejected from the hypergiant
  • The middle image is a close-up view from Hubble showing the star’s immediate surroundings (the red dot indicates the star’s location, representing the size of Earth’s

Hubble Space Telescope Imaging of the Mass-losing

  • The highly luminous M supergiant VY CMa is a massive star that appears to be in its final death throes, losing mass at high rate en route to exploding as a سوبرنوفا
  • Subarcsecond-resolution optical images of VY CMa, obtained with the Faint Object Camera (FOC) aboard the Hubble Space Telescope, vividly demonstrate that mass loss from VY CMa is highly anisotropic.

الوزن الثقيل النجمي: VY Canis Majoris

Futurism.com DA: 12 PA: 40 MOZ Rank: 79

As for في واي كانيس ماجوريس, we can only wait and see what will happen, but it is thought that the spectacle would shine so brightly that we would be able to see it during daytime here on Earth.


Are stars NML Cygni, UY Scuti, VY Canis Majoris and VV Cephei near the ends of their lives? - الفلك

Yes it is, just like the default in every question of whether or not something exists is "no". The burden of proof is on the side claiming that the thing exists. If I say "there is an invisible unicorn in your room" the appropriate response is "prove it", and to not believe in the unicorn until I meet that demand for proof. And when I inevitably fail to do so the appropriate belief is "there is no unicorn". If I responded with "but 'no unicorn' isn't the default position" you'd just laugh at me and continue holding the only reasonable belief: that there is no unicorn. The only reason we don't treat your god the same way as the unicorn is that there are a lot of religious people who really want their beliefs to be true and demand special treatment for them.


Actually, I must agree with Peregrine here. Atheism, or at least agnosticism is the default position for people. When you're born, you aren't born a Christian, Muslim, (practicing) Jew, Hindu or any other religion. You MUST be taught religion and faith. Usually, this is done in a rather forced manner by parents and other close relatives.

I went to Sunday school, etc., church stuff as a kid. My parents didn't. It wasn't forced on me. I wanted to go. But I started asking questions and getting answers that weren't actually answers. The other kids didn't understand how those answers didn't make sense to me. I realized at a very young age that we were being conditioned into these beliefs, and my skepticism of "the truth" was actually negatively impacting how my peers viewed me. Innocent, real questions getting handwaving answers or straight up "are you stupid" answers wasn't good enough for me.

Edit here: My grandma was actually the reason I did those things. She used to tell me about being a Christian and their God and everything, and she inspired me to check it out.

On the "people getting better" points. Why those people in your anecdotes? What do they matter in the scheme of things? Why do you believe a certain mother can take the sickness from their child, but another is forced to watch her child die a slow, painful, agonizing death? Is one mother a better person? Is it just because she believes harder? I've never understood how people point to adults getting healthier suddenly and saying it's evidence of a deity while ignoring completely the fact that the same deity is ignoring children starving to death or dying of incredibly ugly diseases. Who knows, maybe they deserve it for being born in the wrong country. Unless you want to say that both are evidence of a deity. Which I would respond to by saying that it's no deity that deserves any kind of worship.

I honestly believe polytheism has a lot more merit than monotheism, because then at least it can be that one deity is killing children while another is running around curing adults that go on to do nothing more significant than anyone else with their lives.

This message was edited 1 time. Last update was at 2016/07/29 14:29:48


شاهد الفيديو: How small are we Compared to The Laregst Star VY Canis Majoris (شهر نوفمبر 2021).