عرض مصدر نجم متغير طويل الفترة

[[ملف:Evolution of the mira-type star S Orionis.jpg|تصغير|483x483بك|الصورة تبين المراحل المختلفة من فترة تغير نجم "{{وإو|اس اوريونسيس|S Orionis|en}}" الأحمر، النقاط الخضراء والحمراء هي إنبعاثات الأشعة الراديوية و[[ميزر|الميزر]] التي تحصل أثناء التغير.]]
'''نجم متغير طويل الفترة''' {{إنج|'''Long-period variable star'''}} إختصاراً "LPV"، مصطلح يستخدم لوصف مجموعة من [[نجم متغير|النجوم المتغيرة]] ذات تَقلب (نبض) بطيء في [[ضياء|سطوعها]].

== أنواع التغيرات ==
[[ملف:Eso0315i.jpg|تصغير|272x272بك|مخططات تبين تغير الإضاءة في أربعة نجوم متغيرة من نوع [[نجوم الأعجوبة|ميرا]] في مجرة [[قنطورس A]].]]
تعريف [[نجم متغير|النجوم المتغيرة]] طويلة الفترة غير موجود في [[فهرس النجوم المتغيرة العام|الفهرس العام للنجوم المتغيرة]]، بالرغم من أنه يصف [[نجوم الأعجوبة|متغيرات ميرا]] بأنها متغيرات طويلة الفترة،<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=VizieR Online Data Catalog: General Catalogue of Variable Stars (Samus+, 2007-2017)|مسار=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009yCat....102025S/abstract|صحيفة=VizieR Online Data Catalog|تاريخ=2009-01|صفحات=B/gcvs|لغة=en|الأول=N. N.|الأخير=Samus|الأول2=E. V.|الأخير2=Kazarovets|الأول3=O. V.|الأخير3=Durlevich|الأول4=N. N.|الأخير4=Kireeva|الأول5=E. N.|الأخير5=Pastukhova| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200728111535/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009yCat....102025S/abstract | تاريخ أرشيف = 28 يوليو 2020 }}</ref> تم استخدام هذا المصطلح أول مرة في القرن التاسع-عشر، قبل إستحداث التصنيفات الدقيقة للنجوم المتغيرة للإشارة إلى مجموعة نجوم معروفة بفترة تغير تصل إلى عدة مئات من الأيام بشكل أساسي،<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Observations of variable stars|مسار=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1893AnHar..29...89P/abstract|صحيفة=Annals of Harvard College Observatory|تاريخ=1893|صفحات=89–170|المجلد=29|العدد=4|لغة=en|الأول=Henry Martyn|الأخير=Parkhurst|الأول2=Edward Charles|الأخير2=Pickering| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200811005114/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1893AnHar..29...89P/abstract | تاريخ أرشيف = 11 أغسطس 2020 }}</ref> وفي منتصف القرن العشرين تم [[تسمية النجوم]] طويلة الفترة بالنجوم العملاقة الباردة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Long-period variable stars and the stellar system|مسار=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1936PA.....44...62M/abstract|صحيفة=Popular Astronomy|تاريخ=1936|issn=0197-7482|صفحات=62|المجلد=44|لغة=en|الأول=Paul W.|الأخير=Merrill| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200810202326/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1936PA.....44...62M/abstract | تاريخ أرشيف = 10 أغسطس 2020 }}</ref>

بعد تحديد العلاقة بين [[نجوم الأعجوبة|متغيرات ميرا]] و[[نجم متغير شبة منتظم|المتغيرات شبه المنتظمة]] بالإضافة إلى {{وإو|نبض نجمي|Stellar pulsation|en|النجوم الخافقة}} الأخرى تم استخدام المصطلح بشكل عام لوصف النجوم الخافقة {{للهامش|1}} الأبرد بالإضافة إلى جميع [[نجوم الأعجوبة|متغيرات ميرا]] تقريباً، بينما تم إعتبار المتغيرات شبه المنتظمة على أنها تقع بين المتغيرات طويلة الفترة و[[متغير سيفاوي|المتغيرات القيفاوية]].<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=The Spectra of Variables of the RV Tauri and Yellow Semiregular Types.|مسار=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1951ApJ...113...60R/abstract|صحيفة=The Astrophysical Journal|تاريخ=1951-01|issn=0004-637X|صفحات=60|المجلد=113|DOI=10.1086/145377|لغة=en|الأول=L.|الأخير=Rosino| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200810202403/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1951ApJ...113...60R/abstract | تاريخ أرشيف = 10 أغسطس 2020 }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=The Long-Period Variable Stars|مسار= https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1966ARA&A...4...19S/abstract|صحيفة=Annual Review of Astronomy and Astrophysics|تاريخ=1966|issn=0066-4146|صفحات=19|المجلد=4|DOI=10.1146/annurev.aa.04.090166.000315|لغة=en|الأول=Józef I.|الأخير=Smak|مسار أرشيف= https://web.archive.org/web/20200810204431/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1966ARA&A...4...19S/abstract|تاريخ أرشيف=2020-08-10}}</ref>

بعد نشر [[فهرس النجوم المتغيرة العام|الفهرس العام للنجوم المتغيرة]]، تم إعتبار كل من متغيرات ميرا والمتغيرات شبه المنتظمة وخصوصاً التي من نوع ({{اختصار مخفي|SRa|Semi-regular A}}) على أنها متغيرات طويلة الفترة.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Periods and Lights-Ranges of Long-Period Variable Stars.|مسار=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1960ApJ...131..385M/abstract|صحيفة=The Astrophysical Journal|تاريخ=1960-03|issn=0004-637X|صفحات=385|المجلد=131|DOI=10.1086/146841|لغة=en|الأول=Paul W.|الأخير=Merrill| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200810202733/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1960ApJ...131..385M/abstract | تاريخ أرشيف = 10 أغسطس 2020 }}</ref><ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Variations in the maxima of long-period variables|مسار=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1965AJ.....70..569H/abstract|صحيفة=The Astronomical Journal|تاريخ=1965-10|issn=0004-6256|صفحات=569|المجلد=70|DOI=10.1086/109783|لغة=en|الأول=J. Patrick|الأخير=Harrington| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200810202411/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1965AJ.....70..569H/abstract | تاريخ أرشيف = 10 أغسطس 2020 }}</ref>

وعلى نطاق أوسع، تصنيف ({{اختصار مخفي|LPVs|Long-period Variable star}}) شمل: متغيرات ميرا، والمتغيرات شبه المنتظمة، و[[متغير بطيء غير منتظم|المتغيرات البطيئة غير المنتظمة]]، بالإضافة إلى «عمالقة [[تجربة العدسية الجذبية الضوئية|OGLE]] الحمراء ذات السعة الصغيرة» أو إختصاراً ({{اختصار مخفي|OSARGs|Ogle Small Amplitude Red Giant star}}) والتي تتضمن كل من [[نجم عملاق|نجوم العمالقة]] و[[عملاق ضخم|العمالقة الضخمة]].<ref name=":0">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. IV. Long-Period Variables in the Large Magellanic Cloud|مسار=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009AcA....59..239S/abstract|صحيفة=Acta Astronomica|تاريخ=2009-09|issn=0001-5237|صفحات=239–253|المجلد=59|العدد=3|لغة=en|الأول=I.|الأخير=Soszyński|الأول2=A.|الأخير2=Udalski|الأول3=M. K.|الأخير3=Szymański|الأول4=M.|الأخير4=Kubiak|الأول5=G.|الأخير5=Pietrzyński|الأول6=Ł|الأخير6=Wyrzykowski|الأول7=O.|الأخير7=Szewczyk|الأول8=K.|الأخير8=Ulaczyk|الأول9=R.|الأخير9=Poleski| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200327030603/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009AcA....59..239S/abstract | تاريخ أرشيف = 27 مارس 2020 }}</ref> بالرغم من أن نجوم {{اختصار مخفي|OSARGs|Ogle Small Amplitude Red Giant star}} لا يتم التعامل معها على أنها نجوم متغيرة طويلة الفترة<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=On the pulsation modes of OGLE small amplitude red giant variables in the LMC|مسار=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.431.3189T/abstract|صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|تاريخ=2013-06|issn=0035-8711|صفحات=3189–3195|المجلد=431|العدد=4|DOI=10.1093/mnras/stt398|لغة=en|الأول=Masaki|الأخير=Takayama|الأول2=Hideyuki|الأخير2=Saio|الأول3=Yoshifusa|الأخير3=Ita| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200810202340/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2013MNRAS.431.3189T/abstract | تاريخ أرشيف = 10 أغسطس 2020 }}</ref> ويستمر الكثير من المؤلفين باستخدام مصطلح «نجوم متغيرة طويلة الفترة» للإشارة إلى متغيرات ميرا والمتغيرات شبه المنتظمة، أو فقط للإشارة إلى متغيرات ميرا.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Surface imaging of long-period variable stars|مسار=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1999MNRAS.306..353T/abstract|صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|تاريخ=1999-06|issn=0035-8711|صفحات=353–360|المجلد=306|العدد=2|DOI=10.1046/j.1365-8711.1999.02512.x|لغة=en|الأول=P. G.|الأخير=Tuthill|الأول2=C. A.|الأخير2=Haniff|الأول3=J. E.|الأخير3=Baldwin| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200810202736/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/1999MNRAS.306..353T/abstract | تاريخ أرشيف = 10 أغسطس 2020 }}</ref>

بينما تصنف {{وإو|الجمعية الأمريكية لمراصد النجوم المتغيرة|American Association of Variable Star Observers|en}} كل من متغيرات (ميرا، نجوم-L، و{{وإو|متغير آرفي تاوري|RV Tauri variable|en|متغيرات آرفي تاوري}} أيضاً؛ وهي نوع آخر من النجوم الباردة بطيئة التغير)، هذا التصنيف يشمل النجوم من نوع SRc، وLc والتي هي عادة تتضمن نجوم [[عملاق ضخم|عمالقة ضخمة]] شبه منتظمة وغير منتظمة التغير.

في الوقت الحالي تركز بحوث النجوم المتغيرة طويلة الفترة على النجوم من [[عملاق مقارب|فرع العملاق المقارب]] {{اختصار مخفي|AGB|Asymptotic Giant Branch}} و[[عملاق أحمر ضخم|العمالقة الحمراء الضخمة]]، وأكثرها نجوم {{اختصار مخفي|OSARGs|Ogle Small Amplitude Red Giant star}} بالإضافة إلى [[عملاق أحمر|العمالقة الحمراء]].<ref name=":0" /><ref>{{استشهاد ويب
| مسار = https://www.aavso.org/observers#sections
| عنوان = Tools For Observers {{!}} aavso.org
| موقع = www.aavso.org
| تاريخ الوصول = 2020-08-10
| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200707013031/https://www.aavso.org/observers | تاريخ أرشيف = 7 يوليو 2020 }}</ref>

== الخصائص ==
يمكن أن تكون المتغيرات طويلة الفترة عمالقة خافقة باردة، أو عمالقة ضخمة أو نجوم متغيرة بفترة تغير تتراوح من عدة مئات من الأيام (أو عدة أيام كما في نجوم OSARGs) وحتى أكثر من ألف يوم، كما توجد حالات يكون التغير فيها بطيء جداً لدرجة يصعب معها تشخيصه وتقدير فترة التغير بل من غير الموثوق إذا ما كان هذا التغير دوري أم لا.<ref name=":0" />

[[تصنيف نجمي|التصنيف الطيفي]] لنجوم المتغيرات طويلة الفترة يمتد من المرتبة F، وبإتجاه اللون الأحمر إلا أن معضمها يكون من المرتبة الطيفية M أو [[نجم نوع-S|S]] أو [[نجم كربوني|C]]، والكثير من النجوم التي تبدو أكثر إحمراراً مثل نجوم {{وإو|لا سوبربا|La Superba|en|Y CVn}} و{{وإو|في اكويلاي|V Aquilae|en|V Aql}} و[[ڤي إكس ساجيتاري|VX Sgr]] هي نجوم متغيرة طويلة الفترة. أغلب النجوم المتغيرة طويلة الفترة وبضمنها كافة [[نجوم الأعجوبة|متغيرات ميرا]]، هي من نجوم فرع [[عملاق مقارب|العملاق المقارب]] الخافقة حرارياً، لمعان هذا النوع من النجوم أعلى من [[ضياء شمسي|لمعان الشمس]] بعدة ألآف، بينما بعض النجوم المتغيرة شبه المنتظمة والغير منتظمة هي نجوم عمالقة أقل لمعاناً، وما تبقى هي من نجوم [[عملاق ضخم|العمالقة الضخمة]] الأكثر لمعاناً ومنها [[قائمة أكبر النجوم|أكبر النجوم المعروفة]] كنجم [[VY الكلب الأكبر|VY CMa]].

== الفترات الثانوية الطويلة ==
أحيانا يظهر ما بين ربع ونصف فترة التغير لنجوم المتغيرات الطويلة تغيرات أخرى بطيئة بسعة تغير حتى [[قدر ظاهري|قدر]] واحد عند [[طول الموجة|الأطوال الموجية]] المرئية، ويتكرر كل 10 أضعاف فترة التغير الأساسية تقريباً، يسمى هذا التغير «'''الفترات الثانوية الطويلة؛Long secondary periods'''»، ولايزال سبب حصول هذا التغير غير معروف هل هو تداخل لنظام ثنائي أو تكوين سحب غبارية، بسبب الدوران، أو «التذبذبات غير القطرية؛non-radial oscillations» كل هذه أسباب محتملة لتفسير هذا التغير الثانوي لكن الصعوبة تكمن في كيفية رصدها وتشخيصها.<ref name=":1">{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Long Secondary Periods in variable red giants|DOI=10.1111/j.1365-2966.2009.15401.x|صحيفة=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society|تاريخ=2009-11|issn=0035-8711|صفحات=2063–2078|المجلد=399|العدد=4|مسار=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009MNRAS.399.2063N/abstract|الأول=C. P.|لغة=en|الأخير=Nicholls|الأول2=P. R.|الأخير2=Wood|الأول3=M.-R. L.|الأخير3=Cioni|الأول4=I.|الأخير4=Soszyński| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200810202320/https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2009MNRAS.399.2063N/abstract | تاريخ أرشيف = 10 أغسطس 2020 }}</ref>

== أنماط النبض ==
غالباً متغيرات ميرا تكون كمذبذبات {{وإو|النمط الطبيعي|Normal mode|en|بالنمط الأساسي}}، بينما المتغيرات شبه المنتظمة وغير المنتظمة، تُظهر نبض كنجوم من الفرع المقارب أي تنبض {{وإو|نغمة توافقية|Overtone|en|بنمط توافقي}} أول أو ثاني أو ثالث، بينما أغلب المتغيرات طويلة الفترة الأقل إنتظاماً تنبض بأكثر من نمط واحد.<ref>{{استشهاد بدورية محكمة|عنوان=Variable Red Giants in the LMC: Pulsating Stars and Binaries?|مسار=https://www.cambridge.org/core/journals/publications-of-the-astronomical-society-of-australia/article/variable-red-giants-in-the-lmc-pulsating-stars-and-binaries/26C01C39F36FF5CBAEA5B671D0199CAA|صحيفة=Publications of the Astronomical Society of Australia|تاريخ=2000/ed|issn=1323-3580|صفحات=18–21|المجلد=17|العدد=1|DOI=10.1071/AS00018|لغة=en|الأول=P. R.|الأخير=Wood| مسار أرشيف = https://web.archive.org/web/20200603162003/https://www.cambridge.org/core/journals/publications-of-the-astronomical-society-of-australia/article/variable-red-giants-in-the-lmc-pulsating-stars-and-binaries/26C01C39F36FF5CBAEA5B671D0199CAA | تاريخ أرشيف = 3 يونيو 2020 }}</ref>

وأحد التفسيرات المحتملة للتغيرات الثانوية طويلة الفترة والتي لا يمكن أن تنشأ من النبض بالنمط الأساسي أو توافقياته، هو أنها تتغير وفق نمط نبضي آخر غريب.<ref name=":1" />

== هوامش ==
{{هامش|1}}: تم استخدام كلمة «'''الخافقة'''» بدلاً عن «'''النابضة'''» كترجمة لكلمة (pulsation) لتجنب حصول إلتباس بين [[نجم متغير|النجم المتغير]] سطوعه بشكل نبضي، والنجوم النابضة ([[نجم نابض|البولسار]]).

== طالع أيضاً ==

* [[قائمة النجوم المتغيرة شبه المنتظمة]]
* [[نجم متغير]]
* [[نجم ثنائي]]
* [[مستعر أعظم]]
* [[نجم نابض|نباض]]

== المراجع ==
{{مراجع|2|محاذاة=ltr}}
{{مواضيع النجوم المتغيرة|state=collapsed}}
{{شريط بوابات|نجوم|فضاء|فلك}}

[[تصنيف:متغيرات نابضة]]
[[تصنيف:نجوم متغيرة]]