stanford-oval/wikipedia huggingface dataset:
نام جوهيوك
فيلموغرافيا > سلسلة ويب

| عام | عنوان | الدور | المراجع |
| --- | --- | --- | --- |
| 2020 | ملفات ممرضة المدرسة | هونغ إن بيو |  |
| 2023 | اليقظة | كيم جي يونغ |  |
خواكين باكلي

| خواكين باكلي | خواكين باكلي |
| --- | --- |
باكلي في 2022: باكلي في 2022
الميلاد: خواكين يوكونري باكلي 27 أبريل 1994 (العمر 30 سنة)   سانت لويس، ميزوري، الولايات المتحدة
أسماء أخرى: منسا الجديد (بالإنجليزية: New Mansa)‏
الطول: 5 قدم 9 بوصة (1.75 م)
الوزن: 170 رطل (77 كـغ؛ 12 ستون 2 رطل)
الفئة: الوزن المتوسط (2019–2022) وزن الوسط (2014–2018، 2023–الآن)
طول الذراع: 76 بوصة (193 سـم)
الصالة الرياضية: انت لويس، ميزوري، الولايات المتحدة
الفريق: فيني إم إم إيه (2012–الآن)   مورسيلاغو إم إم إيه (2020–الآن)
سنوات النشاط: 2014–الآن
سجل فنون القتال المختلطة: سجل فنون القتال المختلطة
المجموع: 27
الفوز: 21
ضربة قاضية: 15
قرار القضاة: 6
الخسائر: 6
ضربة قاضية: 4
قرار القضاة: 2
 :  
سجل فنون القتال المختلطة من شيردوغ: سجل فنون القتال المختلطة من شيردوغ
آخر تحديث في: 16 ديسمبر 2024: آخر تحديث في: 16 ديسمبر 2024
خواكين يوكونري باكلي (بالإنجليزية: Joaquin Yuconri Buckley؛ مواليد 27 أبريل 1994) هو مقاتل فنون قتالية مختلطة يُنافس حاليًا في وزن الوسط في يو إف سي. وهو مُنافس محترف منذ عام 2014، كما نافس سابقًا لصالح بيلاتور وبطولة القتال التراثية. اعتبارًا من 8 أكتوبر 2024، يحتل المركز التاسع في تصنيفات يو إف سي لوزن الوسط.
الخلفية

وُلِد باكلي ونشأ في سانت لويس بولاية ميزوري. عاش باكلي ووالدته في منزل جدته طوال معظم شبابه. توفيت والدة باكلي بسبب مرض في القلب عندما كان في الصف السادس. بدأ المصارعة في مدرسة ماركيت الثانوية، حيث أصبح مهتمًا بفنون القتال المختلطة، وبدأ في النهاية التدريب عليها بعد التخرج.
مسيرته في فنون القتال المختلطة > بداية مسيرته

بدأ باكلي مسيرته في عام 2014، وقام بتحقيق رصيد قدره 10–2 في القتال لصالح شامروك إف سي، وبيلاتور، وبطولة القتال التراثية. خلال تلك الفترة، واجه بشكل خاص لوجان ستورلي في 13 أبريل 2018، في حدث بيلاتور 197. وخسر النزال بقرار القضاة بالإجماع. بعد فوزين متتاليين بالضربة الفنية القاضية في إل إف إيه، تم توقيع باكلي من قِبل يو إف سي.
مسيرته في فنون القتال المختلطة > يو إف سي

خاض باكلي أول مباراة له في يو إف سي ضد كيفن هولاند في 8 أغسطس 2020، في حدث يو إف سي ليلة القتال 174، بعد أسبوع واحد فقط من فوزه في إل إف إيه. خسر القتال بالضربة الفنية القاضية في الجولة الثالثة.
كان من المتوقع أن يُقام نزال بالوزن المتوسط بين أبو زعيتر وخواكين باكلي في 11 أكتوبر 2020، في حدث يو إف سي ليلة القتال: مورايس ضد ساندهاغن.  ومع ذلك، انسحب زعيتر في 26 سبتمبر لأسباب غير معلنة وتم استبداله بإمبا كاسانجاناي. فاز باكلي بالنزال عن طريق الضربة القاضية في الجولة الثانية، بعد أن نجح في تسديد ركلة خلفية دوارة. في هذه الضربة القاضية، لم يحصل باكلي على مكافأة أداء الليلة فحسب، بل انتشر مقطع فيديو فوزه بالضربة القاضية على الإنترنت. كانت تغريدة يو إف سي التي تحتوي على الفيديو هي الأكثر إعجابًا (359،000) والأكثر إعادة تغريد (143،000) والأكثر مشاهدة (12.8 مليون) في تاريخ يو إف سي. أصبحت الضربة القاضية هي فيديو يو إف سي الأكثر مشاهدة على الإطلاق على إنستغرام بأكثر من 17.8 مليون مشاهدة. عبر ثلاث تغريدات وثلاث منشورات على إنستغرام وأربع منشورات على فيسبوك ومقطع فيديو على تيك توك، حقق مقطع فيديو الضربة القاضية لباكلي أكثر من 65 مليون مشاهدة و83 مليون ظهور ليو إف سي. حتى أن مغني الراب كانييه ويست استخدم لقطات الضربة القاضية للترويج لإصدار أغنية جديدة.
كان من المقرر أن يواجه باكلي إيان ماتشادو غاري في 14 ديسمبر 2024، في حدث يو إف سي على إي إس بي إن 63. ومع ذلك، تم سحب غاري لقتال شوكت رحمانوف في حدث يو إف سي 310 وتم استبداله بالبطل المؤقت السابق كولبي كوفنغتون. فاز باكلي بالقتال عن طريق الضربة الفنية القاضية نتيجة لإيقاف الطبيب بسبب قطع فوق عين كوفنغتون في الجولة الثالثة.
البطولات والإنجازات

يو إف سي
أداء الليلة (خمس مرات) ضد إمبا كاسانجاناي، جوردان رايت، ألبرت دورايف، أنتونيو أرويو، وستيفن تومسون
أفضل أداء في العام 2020 حسب اختيار رئيس يو إف سي ضد إمبا كاسانجاناي
يو إف سي.كوم & والتشريفات أفضل ضربة قاضية في العام 2020 ضد إمبا كاسانجاناي
إم إم إيه جونكي
أفضل ضربة قاضية لشهر أكتوبر 2020 ضد إمبا كاسانجاناي
أفضل ضربة قاضية في العام 2020 ضد إمبا كاسانجاناي
إم إم إيه فايتينغ ، بليتشر ريبورت ، إم إم إيه مانيا ، كومبات بريس.كوم ، كايج سايد بريس ، بي تي سبورت، شيردوغ ، إم إم إيه ويكلي
أفضل ضربة قاضية في العام 2020 ضد إمبا كاسانجاناي
جوائز فنون القتال المختلطة العالمية
أفضل ضربة قاضية في العام 2021 ضد إمبا كاسانجاناي في يو إف سي ليلة القتال: مورايس ضد ساندهاغن^
^انتهت فترة التصويت لجوائز 2021 من يوليو 2020 إلى يوليو 2021 بسبب جائحة فيروس كورونا.
وصلات خارجية

خواكين باكلي على موقع يو إف سي (الإنجليزية)
خواكين باكلي على موقع بيلاتور (الإنجليزية)
خواكين باكلي على موقع شيردوغ (الإنجليزية)
خواكين باكلي على موقع Tapology.com (الإنجليزية)
خواكين باكلي على موقع فايت ماتريكس (الإنجليزية)
خواكين باكلي على موقع إي إس بي إن (الإنجليزية)
خواكين باكلي على موقع يو إف سي (الإنجليزية)
خواكين باكلي على موقع بيلاتور (الإنجليزية)
خواكين باكلي على موقع شيردوغ (الإنجليزية)
خواكين باكلي على موقع Tapology.com (الإنجليزية)
خواكين باكلي على موقع فايت ماتريكس (الإنجليزية)
خواكين باكلي على موقع إي إس بي إن (الإنجليزية)
بوابة أعلام
بوابة الولايات المتحدة
بوابة عقد 1990
بوابة فنون قتالية
نجم
التسميات

بدأ مفهوم الكوكبة منذ القدم خلال الفترة البابلية حيث أدت مراقبتهم للسماء إلى تخيلهم لتشكل النجوم في أشكال يرونها في خيالهم أشكال حيوانات كالأسد والحوت والحمل وغيرها. ومن تلك الأشكال التي سميت كوكبات اختاروا منها 12 كوكبة موزعة على الأفق بحيث تشمل الأفق كله. ورأوا أن الشمس تسير خلال سنة عبر تلك ال 12 كوكبة؛ بهذا بدأ تقسيم السنة إلى 12 شهرا. ومن العجيب أن قدماء المصريين توصلوا على ذلك فقد قسموا السنة إلى 12 شهر، وقسموا كل أربعة أشهر إلى فصل سنوي؛ فكانت السنة لدى المصريين القدماء ثلاثة فصول. هذا بعكس النظام البابلي الذي يقسم السنة إلى أربعة فصول. بالإضافة إلى تعرف القدماء على أشهر السنة واقترانها بأحداث طبيعية معينة مثل حدوث فيضان النيل في كل سنة، وحلول وقت بذر البذور ومعرفة وقت الحصاد فقد قاموا بربطها أيضا بجوانب من حياتهم الشخصية، ومن هنا نشأ علم التنجيم. وتم إعطاء العديد من النجوم البارزة أسماء وخصوصا أسماء عربية أو لاتينية بعدما اندثرت الأسماء المصرية والبابلية القديمة. وعندما نتمعن في أسماء النجوم البارزة كما نعرفها بالوضع الحالي نجدها في الأصل أسماء عربية أو لاتينية.
وكذلك بعض الأبراج والشمس نفسها، والنجوم الفردية كانت بحد ذاتها أساطير.
بالنسبة إلى الثقافة الإغريقية القديمة، بعض «النجوم»، والمعروفة باسم الكواكب (اليونانية πλανήτης (بلانتيس)، وتعني «الهيام»)، تمثل مجموعة من الإلهات المهمة المختلفة، والتي اخذت منها أيضا أسماء الكواكب عطارد والزهرة والمريخ والمشتري وزحل وأورانوس ونبتون 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.
في عام 1600 كانت الأبراج تسمى على حسب موقعها في السماء. أنشأ عالم الفلك الألماني يوهان بيير سلسلة من خرائط النجوم ووضعها بالحروف الإغريقية كدلالة للنجم في كل مجموعة. بعد ذلك كان نظام الترقيم استنادا إلى الصعود الأيمن للنجم حيث تم اختراعه وضمّه إلى كاتالوج النجوم لجون فلامستيد في كتابه «وصف مواقع النجوم - الطبعة 1712»، والذي به تم تسمية نظام الترقيم بتعيين فلامستيد أو ترقيم فلامستيد.
يعتبر الاتحاد الفلكي الدولي (IAU) هو الجهة الوحيدة المعترف بها دولياً لتسمية الأجرام السماوية، هناك عدد من الشركات الخاصة تبيع أسماء النجوم، وهي ما تعتبرها المكتبة البريطانية مؤسسات تجارية غير نظامية. 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. 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 شركة نصابة، كما أن إدارة شؤون المستهلك بنيويورك صدرت مخالفة ضد السجل النجمي الدولي في المشاركة في ممارسة تجارية مضللة.
وحدات القياس

بالرغم من انه يمكن التعبير عن المعايير النجمية (قياسات النجوم) بنظام الوحدات الدولي والذي يرمزله بالرمز (SI) أو نظام وحدات سنتيمتر جرام للثانية إلا انه غالبا ما يكون أكثر ملائمة هو استخدام الوحدات الشمسية لقياس الكتلة واللمعان (السطوع) ونصف القطر النجمي، وذلك بالمقارنة بخصائص الشمس التالية:
| 0 | 1 |
| --- | --- |
الكتلة الشمسية: M⊙ = 1.9891 × 1030 kg
السطوع الشمسي: L⊙ = 3.827 × 1026 watts
نصف القطر الشمسي: R⊙ = 6.960 × 108 m
لم يتم تعريف الكتلة الشمسية ⊙M بشكل صريح بواسطة الاتحاد الفلكي الدولي بسبب عدم التيقن النسبي الكبير (10−4) من ثابت الجاذبية النيوتوني والذي يرمز له بالرمز (G). ومع ذلك، منذ أن تم إنتاج ثابت الجاذبية النيوتونية والكتلة الشمسية معا (⊙GM) والتي مصممة على دقة أكبر بكثير حيث حدد الاتحاد الفلكي الدولي معلمة الكتلة الشمسية الإسمية لتكون:
| 0 | 1 |
| --- | --- |
معلمة الكتلة الشمسية الاسمية:: GM⊙ = 1.3271244 × 1020 m3 s−2 
ومع ذلك، يمكن للمرء أن يجمع بين معلمة الكتلة الشمسية الإسمية وتقدير لجنة بيانات العلوم والتقنية الأحدث (2014) لثقل الجاذبية النيوتوني (G) لاشتقاق الكتلة الشمسية بحوالي 1.9885 × 1030 كجم.
على الرغم من أن القيم الدقيقة للمعان النصوع، ونصف القطر، ومعلمة الكتلة، والكتلة قد تختلف قليلاً في المستقبل بسبب عدم التيقن الرصدي، فإن الثوابت الإسمية لوحدة الاتحاد الفلكي الدولي لعام 2015 ستظل نفس قيم نظام الوحدات الدولي لأنها تظل مقاييس مفيدة للاقتباس من المعلمات النجمية.
غالبًا ما يتم التعبير عن الأطوال الكبيرة، مثل نصف قطر النجم العملاق أو المحور شبه الرئيسي لنظام النجوم الثنائية، من حيث الوحدة الفلكية — مساوية تقريبًا للمسافة المتوسطة بين الأرض والشمس (150 مليون كم أو حوالي 93 مليون ميل).
في عام 2012، حدد الاتحاد الفلكي الدولي الثابت الفلكي ليكون الطول الدقيق بالأمتار: 149,597,870,700 م.
فنقول مثلا هذا النجم يعادل 2.4 كتلة شمسية أو هذا النجم يبلغ ضياؤه أشد 1000 مرة من ضياء الشمس.
أما بالنسبة للأطوال الأكبر مثل قياسات نصف المحور الرئيسي لأنظمة النجوم الثنائية أو بعد كوكب ما عن نجمه الذي يدور حوله فغالبا يتم استخدام الوحدة الفلكية (AU) للتعبير عن تلك المسافات - والوحدة الفلكية تعادل متوسط المسافة بين الأرض والشمس (150 مليون كيلومتر أو 93 مليون ميل).
تشكّل النجوم وتطورها > تكوّن النجم الأولي

المقالة الرئيسة: تكون النجوم
تكّون النجوم يبدأ بوجود جاذبية غير مستقرة ضمن سحابة جزيئية، مسببّة من مناطق ذات كثافة عالية مثارة غالباً من موجات الصدم من نجوم متفجرة قريبة (انفجارات نجمية هائلة)، حيث تتصادم سحابات جزيئية مختلفة أو تصادم لمجرات (مثل الذي في مجرة ستاربرست -مجرة نجمية). عندما تصل منطقة إلى كثافة كافية للمواد كي تلبي معايير جينس لعدم الإستقرارية، تبدأ بالانكماش تحت قوتها الجاذبية.
كلما انكمشت السحابة، تنكمش في سحب جزيئات والهيدروجين بما يعرف بكرات بوك. كلما انكمشت الكرة وزادت كثافتها فإن طاقة الوضع الناتجة فيها عن قوة الثقالة تتحول إلى حرارة مما يسبب ارتفاع درجة الحرارة ويرتفع الضغط وتظل تنكمش حتى تصبح حرارتها وضغطها كافيان لابتداء اندماج الهيروجين (عند نحو 10 ملايين درجة كلفن) وتصبح نجما مضيئا وفيه ينشأ ضغط الإشعاع الذي يوازن قوة الثقالة ويمنع زيادة انكماش النجم، ويصل النجم إلى حالة استقرار للتوازن الهيدروستاتيكي، لا يكبر ولا ينكمش لمدة طويلة وهو النجم الاولي. هذه النجوم التي تستعد للتطور تكون في العادة محاطة بقرص كوكبي. من القرص الكوكبي حول النجم تتكون كواكب ومع مرور الوقت يعمل الريح النجمي والإشعاع على إزاحة الجسيمات الخفية إلى خارج المجموعة ويصبح النجم ظاهرا لامعا. تستغرق فترة الانكماش الأولي لتكوين نجم ما يقارب من 10 إلى 15 مليون سنة.
تسمى النجوم ذات الكتلة الأقل من 2 كتلة شمسية بنجم تي تاوري، في حين تسمى النجوم ذات كتلة أكبر «نجمة هيربيغ». تنبعث من هذه النجوم حديثة الولادة غازات على طول محور دورانها مما قد يقلّل زاوية سقوط النجم وينتج بقع صغيرة من الضبابية تعرف بأجسام هييربج هارو. هذه الانبعاثات بالإضافة إلى إشعاعات النجوم القريبة ربما تساعد في إبعاد السحب المحيطة عن مكان تشكّل النجم.
في وقت مبكر من حياة نجوم تي تاوري تتبع مسار هياشي حيث وجد بأنها تنكمش ويقل لمعانها في حين تبقى تقريباً في نفس درجة الحرارة. نجوم تي تاوري الأقل ضخامة تتبع هذا المسار إلى التسلسل الرئيسي، بينما النجوم الأكثر ضخامة تتحول إلى مسار هينيي.
لوحظ أن معظم النجوم أعضاء في أنظمة النجوم الثنائية وخصائص تلك الثنائيات هي نتيجة للظروف التي تشكلت فيها حيث يجب أن تفقد سحابة الغاز زخمها الزاوي من أجل الانهيار وتشكيل نجمة حيث يؤدي تجزئة السحابة إلى نجوم متعددة إلى توزيع بعض الزخم الزاوي.
تنقل الثنائيات البدائية بعض الزخم الزاوي عن طريق تفاعلات الجاذبية أثناء مواجهات مع نجوم أخرى في مجموعات نجمية شابة. تميل هذه التفاعلات إلى الفصل بين الثنائيات (اللينة) المنفصلة على نطاق واسع مع التسبب في أن تصبح الثنائيات الصلبة أكثر ارتباطا.
تشكّل النجوم وتطورها > مابعد التسلسل الرئيسي

في الوقت الذي تستهلك النجوم ذات الكتلة الشمسية والتي لا تقل عن 0.4 مخزونها من الهيدرجين في باطن النجم، تتمد طبقاته الخارجية بشكل كبير ثم تبرد لتشكل عملاق أحمر.
خلال 5 بليون سنة وعندما تدخل الشمس هذه المرحلة سوف يتمدد نصف قطرها إلى حوالي 1 وحدة فلكية (150 مليون كيلومتر)، أي مايعادل 250 مرة حجمها الحالي. عندها تصبح الشمس عملاقا احمر، فسوف تفقد تقريبا 30% من كتلتها الحالية.
في أي عملاق أحمر بكتلة تبلغ حوالي 2.25 كتلة شمسية يتواصل اندماج الهيدروجين داخل قشرة تحيط بباطن النجم. وبمرور الوقت يصبح باطن النجم مضغوطا بشكل كافي بحيث يبدأ اندماج الهيليوم. في ذلك الوقت ينكمش نصف قطره تدريجيا وتزداد درجة حرارة سطحه.
بالنسبة للنجوم الكبيرة فإن منطقة باطن النجم تتحول مباشرة من عملية اندماج الهيدروجين إلى اندماج الهيليوم.
بعد أن يقوم النجم باستنزاف الهيليوم الموجود في باطنه، تستمر علمية الاندماج النووي داخل قشرة تحيط بباطنه حرارة شديدة تحتوي على الكربون والاكسجين.
يتبع النجم بعد ذلك مساراً تطورياً يوازي مرحلة العملاق الأحمر الأصلية، لكن بدرجة حرارة سطح أعلى.
تشكّل النجوم وتطورها > النجوم الكثيفة

خلال مرحلة احتراق الهيليوم، تتسع النجوم ذات كثافة عالية جدا مع أكثر من 9 كتل شمسية لتُشكل عملاق أحمر ضخم. حالما يُستَنزف هذا الوقود في لُّب النجم، يستمر التفاعل النووي فيه ليندمج لتكوين مواد أثقل من الهيليوم.
يتقلص اللُّب حتى تصبح درجة الحرارة والضغط كافيان لصهر الكربون (انظر عملية احتراق الكربون). تستمر هذه العملية ومع المراحل المتعاقبة التي يتم تغذيتها بواسطة النيون (انظر عملية احتراق النيون)، والأوكسجين (انظر عملية احتراق الأكسجين) والسيليكون (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.
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. 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 بنجوم وولف رايت والتي بإمكانها أن تكثف رياح نجمية تضرب الغلاف الجوي.
تشكّل النجوم وتطورها > الانهيار

عندما ينكمش لُبّ النجم، تزداد شدة الإشعاع من سطحه، وايجاد مثل هذا الضغط الإشعاعي على الغلاف الخارجي للغاز ستدفع تلك الطبقات بعيداً، مما يشكل سديم كوكبي. إذا ما تبقى من الغلاف الجوي الخارجي بعد إسقاطه هو أقل من 1.4 كتلة شمسية، فإنه ينكمش إلى كائن صغير نسبياً عن حجم الأرض، والمعروفة باسم القزم الأبيض. حيث أنها ليست ضخمة بما فيه الكفاية للحصول على مزيد من الضغط لتأخذ مكاناً لها. المواد الإلكترونية المتحللة داخل القزم الأبيض لم تعد بلازما، على الرغم من أن النجوم يشار إليها عموماً على أنها مجالات بلازما. الأقزام البيضاء سوف تتلاشى في نهاية المطاف إلى الأقزام السوداء على امتداد مسافة طويلة جدا من الزمن.
في النجوم الأكبر، يستمر الاندماج النووي حتى ينمو الحديد الأساسي أكبر من 1.4 كتلة شمسية والذي لن يصبح قادراً على دعم كتلته الخاصة. هذه القوة سوف تنهار فجأة في حين تتحرك إلكتروناتها في داخل البروتونات، مشكلة النيوترونات، حيث تكون النيوترونات وأشعة غاما في موجة من الأسر الإلكتروني واضمحلال بيتا العكسي. تشكل الهزة بسبب هذا الانهيار المفاجئ تسبب انفجارا لبقية النجوم لتكون نجوم متفجرة. النجوم المتفجرة مشرقة جداً حيث إشراقها قد يتفوق لفترة وجيزة على نجم بأكمله في المجرة الرئيسية. عندما يحدث داخل مجرة درب التبانة، لوحظ تاريخيا ان النجوم المتفجرة تشاهد بالعين المجردة، وتعرف باسم النجوم الجديدة حيث لم يكن موجودا على ما يبدو من قبل.
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. وفي مواد النجم النيوتروني هو في حالة تعرف باسم مادة النيوترون المتحللة، مع أكثر شكل غريبة من المادة المتحللة، مادة كوارك، ربما موجودة في لُّب النجم. داخل الثقب الأسود فإن هذه المادة هو في حالة ليست مفهومة حالياً.
الطبقات الخارجية في النجوم المحتضرة قابلة للخروج وتشمل العناصر الثقيلة والتي يمكن إعادة تدويرها خلال تشكيل نجم جديد. هذه العناصر الثقيلة تسمح بتشكيل الكواكب الصخرية. يلعب التدفق من النجوم المتفجرة والرياح النجمية من النجوم الكبيرة دوراً هاما في تشكيل المتوسط بين النجوم.
تشكّل النجوم وتطورها > النجوم الثنائية

قد يختلف تطور النجوم الثنائية بعد التسلسل الرئيسي اختلافا كبيرا عن تطور النجوم الفردية من نفس الكتلة. إذا كانت النجوم في النظام الثنائي قريبة بما فيه الكفاية عندها تتسع إحدى النجوم لتصبح عملاق أحمر، فقد تغمرها منطقة روش وهي المنطقة المحيطة بنجمة حيث تكون المواد مرتبطة بالجاذبية مع ذلك النجم، مما يؤدي إلى نقل المواد إلى الأخرى.
عندما يتم انتهاك حيز روش يمكن أن تنتج مجموعة متنوعة من الظواهر، بما في ذلك ثنائيات التلامس وثنائيات المظروف المشترك والمتغيرات الكارثية والمستعرات الفائقة Ia.
تصنيف النجوم

بدأت محاولات تصنيف أطياف النجوم عن طريق توضيح الصلة بين ضياء نجم ودرجة حرارته، وقام بها «أنجلو سكي» الإيطالي في عام 1865، وصنف النجوم في 3 تصنيفات . ثم اقترح «هيرمان فوجل» الألماني عام 1874 نظام يضم نظريات ذلك العهد عن تطور النجوم . وحسن أنجلو سكي تصنيفه في عام 1868 وصنف اطياف النجوم في 4 تصنيفات أساسية ، كالآتي:
فئة I : نجوم بيضاء وزرقاء ، تبدي خطوط طيف واضحة للهيدروجين (تضنيف A)
فئة II : نجوم صفر، تبدي خطوط ضعيفة للهيدروجين، وتبدي خطوط واضحة اللمعادن (تصنيف G وK)
فئة III : نجوم برتقالي وحمراء تبدي أطيافا معقدة (تصنيف M)
فئة IV : نجوم حمراء تشتد فيها خطوط الكربون (نجوم كربونية)
ثم أزاد عليهم التصنيفات التالية عام 1878:
فئة V : خطوط طيف ناصعة (Be وBf وغيرها)
قام «هنري درابر» بتحليل أطياف نجوم كثيرة ، وتبعه «إدوارد بيكرينج» عام 1890 وتعاون مع «ويليامينا فليمنج» و«أني كانون» واقترحوا تصنيفا جديدا استخدمو فيه الحروف الأبجدية المتتابعة من A إلى Z
طبقا لسلسلة بالمر (وهي تبين انتقالات الإلكترونات التي تصدر خطوط طيف الهيدروجين. ثم استعيض عن ذلك باستمرار البحث العلمي «بتصنيف هارفارد» والتي تقسم الأطياف إلى الأنواع Q - A.
ثم لاحظت «أني كانون» بعد ذلك أن ترتيب التصنيفات يحتاج إلى تعديل ، حيث تأتي النجوم-O البيضاء والزرقاء الشديدة السخونة بعد النجوم الحمراء M وN التي تقل فيها درجة الحرارة. فكان الاقتراح بأن يتم التصنيف على أساس درجة حرارة النجم . وفي عام 1912 إجري التصنيف على هذا الأساس الجديد الذي يعتمد على درجة حرارة سطح النجم ونتج التصنيف في 7 فئات الذي يستخدم حتى الآن لتصنيف أطياف النجوم.
تصنيف النجوم > تصنيف سكتشي

خلال الفترة ما بين عامي 1860 و1870 قام الكاهن «سكتشي» بتمهيد الطريق أمام التصنيف الطيفي النجمي الحديث بإنشائه لتصنيف «سكتشي» وهو تصنيف قديم لأطياف النجوم. وبحلول عام 1866 كان قد أنشأ 3 أنواع لأطياف النجوم، وتابع بعدها حتى أنشأ 5 أنواع رئيسية لأطياف النجوم.
نوع I:
نجوم بيضاء وزرقاء تملك خطوط هيدروجين واضحة وقوية، وهذا النوع يتضمن نوع "A" الحديث ونوع "F" القديم، ومن النجوم من هذا النوع: النسران الواقع والطائر.
نوع II:
نجوم صفراء تملك خطوط هيدروجين بقوة منخفضة، وهذا النوع يتضمن نوعي "G" و"K" الحديثين ونوع "F" القديم، ومن النجوم من هذا النوع: الشمس والسماك الرامح.
نوع III:
نجوم لونها ما بين برتقالي وأحمر، وهذا النوع هو تقريبا نفس نوع "M" الحديث، ومن النجوم من هذا النوع: قلب العقرب ومنكب الجوزاء.
نوع IV:
نجوم حمراء كربونية.
نوع V:
هي نجوم ذات خطوط ابتعاثية مثل «غاما ذات الكرسي».
وفي أواخر عام 1890م بدأ تصنيف «هارفارد» يحل محل هذا التصنيف، والذي قام بتصنيف الأنواع الأخرى من النجوم.
تصنيف النجوم > تصنيف هارفارد

أول مرة استخدم فيها تصنيف هارفارد كانت في تسعينيات القرن التاسع عشر بواسطة فلكيين من جامعة هارفارد (ومن هنا جاءت التسمية). يُقسّم تصنيف هارفارد أطياف النجوم إلى سبع درجات - أنواع - رئيسية، مُرتبة بحسب درجة حرارة السطح من الأسخن إلى الأبرد حيث أنها بالترتيب التالي:
| النوع | الحرارة (كلفن) | اللون | اللون الظاهري | الكتلة (كتلة شمسية) | نصف القطر (نصف قطر شمسي) | الضياء (البولومتري) | خطوط  الهيدروجين |
| --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- | --- |
| O | ≥ 30,000 ك | أزرق | أزرق | ≥ 16 M☉ | ≥ 6.6 R☉ | ≥ 30,000 L☉ | ضعيف |
| B | 10,000–30,000 ك | بين أزرق وأزرق مبيض | أزرق مبيض | 2.1–16 M☉ | 1.8–6.6 R☉ | 25–30,000 L☉ | متوسط |
| A | 7,500–10,000 ك | أبيض | بين أبيض وأبيض مزرق | 1.4–2.1 M☉ | 1.4–1.8 R☉ | 5–25 L☉ | قوي |
| F | 6,000–7,500 ك | أبيض مصفر | أبيض | 1.04–1.4 M☉ | 1.15–1.4 R☉ | 1.5–5 L☉ | متوسط |
| G | 5,200–6,000 ك | أصفر | أبيض مصفر | 0.8–1.04 M☉ | 0.96–1.15 R☉ | 0.6–1.5 L☉ | ضعيف |
| K | 3,700–5,200 ك | برتقالي | برتقالي أصفر | 0.45–0.8 M☉ | 0.7–0.96 R☉ | 0.08–0.6 L☉ | ضعيف جدا |
| M | ≤ 3,700 ك | أحمر | أحمر برتقالي | ≤ 0.45 M☉ | ≤ 0.7 R☉ | ≤ 0.08 L☉ | ضعيف جدا |
بيانات الكتلة والقطر والضياء المُبيّنة في الجدول لا تصلح إلا لنجوم النسق الأساسي (وهو يُمثل جزءاً من حياة النجوم) وبالتالي فهو غير مناسب لبعض أنواع النجوم مثل العمالقة الحمراء. والدرجات الرئيسية في التصنيف تنقسم بدورها إلى درجات فرعية مُرقّمة بالأعداد العربية (0 - 9). فمثلاً، النجوم من درجة "A0" هي أكثر نجوم النوع "A" حرارة و"A9" هي أكثرها برودة. وشمسنا تنتمي إلى درجة حرارة سطحية مقدارها 5.780 كلفن، وفئة طيفية "G2".
تصنيف النجوم > 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، أما شمسنا فهي تعتبر في التصنيف G. وباستخدام النظام العشري يجعل الشمس في التصنيف (G2)، عموما التصنيف يشتق من أطياف النجوم.
حديثا تم إضافة تصنيفين أخرى ن لتفسير النجوم الحمراء الضعيفة التي اكتشفت بالتقنيات الجديدة:
L - (من 1.500 إلى 2.000 كلفن)
T - (نحو 1.000 كلفن)
تصنيف أطياف النجوم

الصورة التالية تُبيّن تصنيف أطياف النجوم بألوان قريبة جدا للتي نراها بالعين المجردة. وهي مرتبة حسب حرارة أسطحها وبحسب أحجامها :
تصنيف أطياف النجوم > نوع O

النجوم من نوع O ساخنة جدا وذات درجة ضياء عالية ومعظم ما تنتجه هو الأشعة فوق البنفسجية. وهي أندر أنواع النجوم الرئيسية طبقا للنسق الأساسي. فواحد من كل 3,000,000 نجم من نجوم النسق الأساسي ينتمي للنوع الفائق الكتلة "O". والنجوم التي تنتمي إلى هذا النوع تكون ذات كتل هائلة (بين 20 إلى 100 كتلة شمسية، وتطلق طاقة بما يعادل مليون ضعف ما تطلقه الشمس. تنتمي أكبر النجوم على الإطلاق إلى النوع O.
تـُظهر هذه النجوم خطوط امتصاص قوية جدا. وأحيانا تصدر خطوط هيليوم II (الهيليوم المتأين)، ومن المعادن المتأينة الهامة: خطوط سيليكون IV وأوكسجين III ونيتروجين III وكربون 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 الإشعاعات الكهرومغناطيسية الشديدة التي تطلقها هذه النجوم مثل:.
نجوم النطاق في كوكبة الجبار
الميسان (نجم) في كوكبة الجبار، والمنطقة (دلتا الجبار).
تصنيف أطياف النجوم > نوع B

النجوم من نوع "B" ساطعة إلى أبعد الحدود وزرقاء اللون وخطوط الهيدروجين فيها معتدلة. ونجوم النوعين "B" و"O" تمتاز بأنها قوية جدا في مختلف خصائصها وأنها تحيى لمدة قصيرة جدا، ولذلك فالنجوم من هذين النوعين لا تكون بعيدة جدا عن مكان ولادتها. وغالبا ما تكون هذه النجوم في تجمعات تعرف بـ«بعناقيد OB» والتي تترافق مع سحب جزيئية عملاقة. ومن أمثلتها «عنقود الجبار OB1» النجمي الذي يغطي جزءا كبيراً نسبياً من إحدى الأذرع الحلزونية لمجرتنا - درب التبانة - ويحتوي على العديد من نجوم كوكبة الجبار اللامعة. 1 من كل 800 نجم من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة لشمسنا ينتمي إلى نوع "B" مثل:.
رجل الجبار.
السماك الأعزل.
النجوم اللامعة في عنقود الثريا النجمي.
تصنيف أطياف النجوم > نوع A

أغلب النجوم من النوع "A" تُرى بالعين المجردة ولونها بين الأبيض والأبيض المزرق، ولديها خطوط هيدروجين قوية وأقواها في نوع "A0"، 1 من كل 160 نجم من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة لشمسنا ينتمي إلى هذا النوع مثل:.
النسر الواقع.
الشعرى اليمانية.
ذنب الدجاجة.
النسر الطائر.
تصنيف أطياف النجوم > نوع F

لونها أبيض وتملك خطوط هيدروجين ضعيفة، 1 من كل 33 نجم من نجوم التسلسل الرئيسي المجاورة لشمسنا ينتمي إلى هذا النوع مثل:
نجم الراقص.
سهيل.
الشعرى الشامية.
تصنيف أطياف النجوم > نوع G

تنتمي شمسنا إلى هذا النوع ، حيث 1 من كل 13 نجم من نجوم النسق الأساسي طبقا رسم هرتزبرونغ-راسل التي تنتمي الشمس لها ، ينتمي فئة الطيف"G". أكثر خطوط الطيف الملحوظة هما خطي "H" و"K" للكالسيومII في فئة الطيف G2. ويحوي طيف تلك النجوم خطوط هيدروجين ولكنها أضعف مما تحويه النجوم من نوع F.
وتحتوي أطياف التصنيف G أيضا خطوطا لمعادن متأينة ومعادن متعادلة، كما نجد في الطيف G خطوطا لجزيئات مركبات الكربون والهيدروجين CH.
غالبا ما يتراوح نوع طيف نجوم العمالقة العظام ووالعمالقة العظام الفائقين بين التصنيف نجم-O أو B (أزرق) وK أو M (أحمر). بينما لا تبقى تلك العمالقة طويلا في التصنيف G لمدة طويلة حيث أنها لا تكون مستقرة بسبب كتلتها العظيمة، وتفارق هذا التصنيف خلال تطورها لتصبح عمالقة عظيمة حمراء على سبيل المثال:
الشمس.
رجل القنطور أ.
العيوق.
تاو قيطس.