✖


Jump to content

сверхгигант

(Перенаправлено с «Белый сверхгигант »)
Чтобы узнать о других значениях, см. Сверхгигант (значения) .

Сверхгиганты относятся к числу самых массивных и ярких звезд . Звезды-сверхгиганты занимают верхнюю область диаграммы Герцшпрунга – Рассела с абсолютной визуальной величиной от -3 до -8. Диапазон температур звезд-сверхгигантов варьируется от примерно 3400 К до более 20 000 К.

Определение

[ редактировать ]

Название сверхгигант применительно к звезде не имеет единого конкретного определения. Термин «звезда-гигант» был впервые введен Герцшпрунгом, когда стало очевидно, что большинство звезд попадают в две отдельные области диаграммы Герцшпрунга-Рассела . Одна область содержала более крупные и яркие звезды спектральных классов от А до М и получила название гигантской . [1] Впоследствии, поскольку у них не было какого-либо измеримого параллакса, стало очевидно, что некоторые из этих звезд были значительно больше и ярче, чем основная часть, и термин «сверхгигант» возник , который быстро был принят как «сверхгигант» . [2] [3] [4]

Сверхгиганты со спектральными классами от О до А обычно называют голубыми сверхгигантами . [5] [6] [7] сверхгиганты со спектральными классами F и G называются желтыми сверхгигантами , [8] в то время как объекты спектральных классов от K до M являются красными сверхгигантами . [9] Другое соглашение использует температуру: сверхгиганты с эффективной температурой ниже 4800 К считаются красными сверхгигантами; те, у которых температура составляет от 4800 до 7500 К, являются желтыми сверхгигантами, а те, у которых температура превышает 7500 К, являются голубыми сверхгигантами. [10] [11] Они примерно соответствуют спектральным классам M и K для красных сверхгигантов, G, F и поздний A для желтых сверхгигантов и ранние A, B и O для синих сверхгигантов.

Класс спектральной светимости

[ редактировать ]
Четыре ярчайшие звезды в NGC 4755 — это голубые звезды-сверхгиганты с красным сверхгигантом в центре. (ESO ВЛТ)

Звезды-сверхгиганты можно идентифицировать по их спектрам с характерными линиями, чувствительными к высокой светимости и низкой поверхностной гравитации . [12] [13] В 1897 году Антония К. Мори разделила звезды на основе ширины их спектральных линий, при этом ее класс «c» идентифицировал звезды с самыми узкими линиями. Хотя в то время это еще не было известно, это были самые яркие звезды. [14] В 1943 году Морган и Кинан формализовали определение классов спектральной светимости, причем класс I относился к звездам-сверхгигантам. [15] Та же система классов светимости МК используется до сих пор, с уточнениями, основанными на повышенном разрешении современных спектров. [16] Сверхгиганты встречаются во всех спектральных классах: от молодых голубых сверхгигантов класса O до высокоразвитых красных класса M. сверхгигантов Поскольку они увеличены по сравнению со звездами главной последовательности и звездами-гигантами того же спектрального класса, они имеют меньшую поверхностную гравитацию, и в профилях их линий можно наблюдать изменения. Сверхгиганты также являются развитыми звездами с более высоким содержанием тяжелых элементов, чем звезды главной последовательности. Это основа системы светимости МК , которая распределяет звезды по классам светимости исключительно на основе наблюдений их спектров.

В дополнение к изменениям линий из-за низкой поверхностной гравитации и продуктов термоядерного синтеза, наиболее яркие звезды имеют высокие темпы потери массы и образующиеся в результате облака выброшенных околозвездных материалов, которые могут создавать эмиссионные линии , профили P Лебедя или запрещенные линии . Система МК относит звезды к классам светимости: Ib — сверхгигантам; Ia для светящихся сверхгигантов; и 0 (ноль) или Ia + для гипергигантов. На самом деле для этих классификаций существует гораздо больше континуума, чем четко определенные полосы, и такие классификации, как Iab, используются для сверхгигантов промежуточной светимости. Спектры сверхгигантов часто сопровождаются аннотациями для указания спектральных особенностей , например B2 Iae или F5 Ipec .

Эволюционные сверхгиганты

[ редактировать ]

Сверхгиганты также можно определить как особую фазу в истории эволюции определенных звезд. Звезды с начальной массой выше 8-10 M ☉ быстро и плавно инициируют синтез гелиевого ядра после того, как они исчерпали свой водород, и продолжают синтезировать более тяжелые элементы после истощения гелия, пока у них не образуется железное ядро, после чего ядро ​​коллапсирует с образованием типа II. сверхновая . Как только эти массивные звезды покидают главную последовательность, их атмосфера раздувается, и их называют сверхгигантами. Звезды изначально меньше 10 M ☉ никогда не образуют железного ядра и в эволюционном плане не становятся сверхгигантами, хотя и могут достигать светимости, в тысячи раз превышающей солнечную. Они не могут синтезировать углерод и более тяжелые элементы после того, как гелий исчерпан, поэтому в конечном итоге они просто теряют свои внешние слои, оставляя ядро ​​белого карлика . Фаза, когда эти звезды имеют горящие оболочки как из водорода, так и из гелия, называется асимптотической ветвью гигантов (AGB), поскольку звезды постепенно становятся все более и более яркими звездами класса M. Звезды 8-10 M ☉ может объединить достаточное количество углерода с AGB, чтобы образовать кислородно-неоновое ядро ​​и сверхновую с захватом электронов , но астрофизики относят их к звездам супер-AGB, а не к сверхгигантам. [17]

Классификация эволюционировавших звезд

[ редактировать ]

Существует несколько категорий эволюционировавших звезд, которые не являются сверхгигантами с эволюционной точки зрения, но могут иметь сверхгигантские спектральные характеристики или иметь светимость, сравнимую со сверхгигантами.

Звезды асимптотической ветви гигантов (AGB) и пост-AGB — это высокоразвитые красные гиганты меньшей массы со светимостью, сравнимой с более массивными красными сверхгигантами, но из-за своей малой массы находящиеся на другой стадии развития (гелиевая оболочка горящие), а их жизни заканчиваются по-разному ( планетарная туманность и белый карлик , а не сверхновая), астрофизики предпочитают держать их отдельно. Разделительная линия становится размытой примерно на 7–10 M ☉ (или до 12 M ☉ в некоторых моделях). [18] ), где звезды начинают подвергаться ограниченному синтезу элементов тяжелее гелия. Специалисты, изучающие эти звезды, часто называют их суперзвездами AGB, поскольку они имеют много общих с AGB свойств, таких как тепловые пульсации. Другие описывают их как сверхгиганты с малой массой, поскольку они начинают сжигать элементы тяжелее гелия и могут взрываться как сверхновые. [19] Многие пост-AGB-звезды получают спектральные классы со сверхгигантскими классами светимости. Например, RV Tauri имеет класс светимости Ia ( яркий сверхгигант ), несмотря на то, что он менее массивен, чем Солнце. Некоторые звезды AGB также получают класс сверхгигантской светимости, в первую очередь переменные W Virginis, такие как сама W Virginis, звезды, которые выполняют синюю петлю, вызванную тепловыми импульсами . Очень небольшое количество переменных Миры и других поздних звезд AGB имеют классы сверхгигантской светимости, например α Геркулеса .

Классические переменные цефеид обычно имеют сверхгигантские классы светимости, хотя только самые яркие и массивные на самом деле разовьют железное ядро. Большинство из них представляют собой звезды промежуточной массы, которые синтезируют гелий в своих ядрах и в конечном итоге перейдут в асимптотическую ветвь гигантов. Сама δ Цефеи является примером со светимостью 2000 L ☉ и массой 4,5 M ☉ .

Звезды Вольфа-Райе также представляют собой светящиеся развитые звезды большой массы, более горячие, чем большинство сверхгигантов, и меньшие по размеру, визуально менее яркие, но часто более яркие из-за их высоких температур. В их спектрах преобладают гелий и другие более тяжелые элементы, обычно практически не обнаруживая водорода, что является ключом к разгадке их природы как звезд, даже более развитых, чем сверхгиганты. Подобно тому, как звезды AGB встречаются почти в той же области диаграммы HR , что и красные сверхгиганты, звезды Вольфа – Райе могут располагаться в той же области диаграммы HR, что и самые горячие голубые сверхгиганты и звезды главной последовательности.

Самые массивные и яркие звезды главной последовательности почти неотличимы от сверхгигантов, в которые они быстро эволюционируют. Они имеют почти одинаковую температуру и очень схожую светимость, и только самый детальный анализ может различить спектральные особенности, которые показывают, что они эволюционировали от узкой главной последовательности раннего О-типа к близлежащей области ранних сверхгигантов О-типа. Такие ранние сверхгиганты O-типа имеют много общих черт со звездами Вольфа – Райе WNLh и иногда называются косыми звездами , промежуточными между двумя типами.

Светящиеся голубые переменные звезды (LBV) встречаются в той же области диаграммы HR, что и голубые сверхгиганты, но обычно классифицируются отдельно. Это развитые, расширенные, массивные и яркие звезды, часто гипергиганты, но они обладают очень специфической спектральной переменностью, которая не поддается определению стандартного спектрального класса. LBV, наблюдаемые только в определенное время или в течение периода времени, когда они стабильны, могут быть просто обозначены как горячие сверхгиганты или кандидаты в LBV из-за их светимости.

Гипергиганты часто рассматриваются как категория звезд, отличная от сверхгигантов, хотя во всех важных отношениях они представляют собой просто более яркую категорию сверхгигантов. Это развитые, расширенные, массивные и яркие звезды, подобные сверхгигантам, но в наиболее массивном и ярком пределе, а также с особыми дополнительными свойствами, заключающимися в большой потере массы из-за их чрезвычайной светимости и нестабильности. Обычно только более развитые сверхгиганты проявляют свойства гипергигантов, поскольку их нестабильность возрастает после значительной потери массы и некоторого увеличения светимости.

Некоторые звезды B[e] являются сверхгигантами, хотя другие звезды B[e] явно таковыми не являются. Некоторые исследователи выделяют объекты B[e] отдельно от сверхгигантов, в то время как исследователи предпочитают определять массивные эволюционировавшие звезды B[e] как подгруппу сверхгигантов. Последнее стало более распространенным с пониманием того, что явление B[e] возникает отдельно в ряде различных типов звезд, включая некоторые, которые явно являются лишь фазой в жизни сверхгигантов.

Характеристики

[ редактировать ]
Диск и атмосфера Бетельгейзе (ESO)

Сверхгиганты имеют массу от 8 до 12 раз больше Солнца ( M ☉ ) и светимость от примерно 1000 до более чем миллиона раз Солнца ( L ☉ ). Они сильно различаются по радиусу , обычно от 30 до 500, а то и более 1000 солнечных радиусов ( R ☉ ). Они достаточно массивны, чтобы начать мягкое горение гелиевого ядра до того, как ядро ​​выродится, без вспышки и без сильных взрывов, которые испытывают звезды с меньшей массой. Они последовательно воспламеняют более тяжелые элементы, обычно вплоть до железа. Кроме того, из-за своей большой массы им суждено взорваться как сверхновые .

Закон Стефана-Больцмана гласит, что относительно холодные поверхности красных сверхгигантов излучают гораздо меньше энергии на единицу площади, чем поверхности голубых сверхгигантов ; таким образом, при данной светимости красные сверхгиганты крупнее своих синих аналогов. Радиационное давление ограничивает температуру крупнейших холодных сверхгигантов примерно до 1500 R ☉ , а самых массивных горячих сверхгигантов примерно до миллиона L ☉ ( M бол около −10). [9] Звезды вблизи этих пределов, а иногда и за их пределами, становятся нестабильными, пульсируют и испытывают быструю потерю массы.

Поверхностная гравитация

[ редактировать ]

Класс светимости сверхгигантов присваивается на основе спектральных особенностей, которые в значительной степени являются мерой поверхностной гравитации, хотя на такие звезды также влияют и другие свойства, такие как микротурбулентность . Сверхгиганты обычно имеют поверхностную гравитацию около log(g) 2,0 сгс и ниже, хотя яркие гиганты (класс светимости II) статистически очень похожи на поверхностную гравитацию с нормальными сверхгигантами Ib. [20] Холодные светящиеся сверхгиганты имеют меньшую поверхностную гравитацию, а у наиболее ярких (и нестабильных) звезд log(g) около нуля. [9] Более горячие сверхгиганты, даже самые яркие, имеют поверхностную гравитацию вокруг себя из-за более высоких масс и меньших радиусов. [21]

Температура

[ редактировать ]

Есть звезды-сверхгиганты во всех основных спектральных классах и во всем диапазоне температур от звезд среднего класса M с температурой около 3400 К до самых горячих звезд класса O с температурой более 40 000 К. Сверхгиганты обычно не оказываются холоднее, чем средний класс M. Это теоретически ожидаемо, поскольку они были бы катастрофически нестабильны; есть потенциальные исключения однако среди экстремальных звезд, таких как VX Стрельца, . [9]

Хотя сверхгиганты существуют во всех классах от O до M, большинство из них относятся к спектральному классу B (голубые сверхгиганты), больше, чем во всех других спектральных классах вместе взятых. Гораздо меньшую группу составляют сверхгиганты G-типа с очень низкой светимостью, звезды промежуточной массы, сжигающие гелий в своих ядрах, прежде чем достичь асимптотической ветви гигантов . Особую группу составляют сверхгиганты высокой светимости раннего B (B0-2) и очень позднего O (O9.5), которые встречаются даже чаще, чем звезды главной последовательности этих спектральных классов. [22] Число голубых сверхгигантов после главной последовательности больше, чем ожидается из теоретических моделей, что приводит к «проблеме голубых сверхгигантов». [23]

Относительное количество синих, желтых и красных сверхгигантов является индикатором скорости звездной эволюции и используется в качестве мощной проверки моделей эволюции массивных звезд. [24]

Яркость

[ редактировать ]

Сверхгиганты лежат более или менее в горизонтальной полосе, занимающей всю верхнюю часть диаграммы HR, но есть некоторые вариации в разных спектральных классах. Эти различия частично обусловлены разными методами присвоения классов светимости для разных спектральных классов, а частично — реальными физическими различиями звезд.

Болометрическая светимость звезды отражает суммарную мощность электромагнитного излучения на всех длинах волн. Для очень горячих и очень холодных звезд болометрическая светимость значительно превышает визуальную светимость, иногда на несколько звездных величин или в пять и более раз. Эта болометрическая поправка составляет примерно одну звездную величину для звезд средней B, поздней K и ранней M и увеличивается до трех звездных величин (в 15 раз) для звезд O и средней M.

Все сверхгиганты крупнее и ярче звезд главной последовательности той же температуры. Это означает, что горячие сверхгиганты лежат в относительно узкой полосе над яркими звездами главной последовательности. Звезда главной последовательности B0 имеет абсолютную величину около -5, а это означает, что все сверхгиганты B0 значительно ярче, чем абсолютная величина -5. Болометрическая светимость даже самых слабых голубых сверхгигантов в десятки тысяч раз превышает солнечную ( L ☉ ). Яркость самых ярких может превышать миллион L ☉ и часто нестабильна, например, переменные α Лебедя и светящиеся синие переменные .

Самые горячие сверхгиганты с ранними спектральными классами O встречаются в чрезвычайно узком диапазоне светимостей над очень яркими звездами ранней главной последовательности O и звездами-гигантами. Их не классифицируют отдельно на нормальные (Ib) и светящиеся (Ia) сверхгиганты, хотя они обычно имеют другие модификаторы спектрального класса, такие как «f» для излучения азота и гелия (например, O2 If для HD 93129A ). [25]

Желтые сверхгиганты могут быть значительно тусклее, чем абсолютная величина -5, некоторые примеры около -2 (например, 14 Персея ). С болометрическими поправками, близкими к нулю, они могут всего в несколько сотен раз превышать светимость Солнца. Однако это не массивные звезды; вместо этого это звезды промежуточной массы с особенно низкой поверхностной гравитацией, часто из-за нестабильности, такой как цефеид пульсации . Классификация этих звезд промежуточной массы как сверхгигантов на относительно длительной фазе их эволюции объясняет большое количество желтых сверхгигантов низкой светимости. Самые яркие желтые звезды, желтые гипергиганты , относятся к числу визуально ярких звезд с абсолютной величиной около −9, хотя все же менее миллиона L ☉ .

Существует строгий верхний предел светимости красных сверхгигантов — около полумиллиона л ☉ . Звезды, которые были бы ярче этой, сбрасывают свои внешние слои так быстро, что после выхода из главной последовательности остаются горячими сверхгигантами. Большинство красных сверхгигантов были звездами главной последовательности размером 10–15 M ☉ и теперь имеют светимость ниже 100 000 L ☉ , а ярких звезд-сверхгигантов (Ia) M-класса очень мало. [22] Наименее яркие звезды, классифицируемые как красные сверхгиганты, — это одни из самых ярких звезд AGB и пост-AGB, сильно расширенные и нестабильные звезды малой массы, такие как переменные RV Тельца . Большинству звезд AGB присвоен класс светимости гигантский или яркий гигантский, но особенно нестабильным звездам, таким как переменные W Virginis, может быть присвоен класс сверхгигантов (например, самой W Virginis ). Самые слабые красные сверхгиганты имеют абсолютную величину около −3.

Вариативность

[ редактировать ]
RS Корма — сверхгигант и классическая переменная цефеид .

Хотя большинство сверхгигантов, таких как переменные Альфа Лебедя , полуправильные переменные и нерегулярные переменные , демонстрируют некоторую степень фотометрической изменчивости, некоторые типы переменных среди сверхгигантов четко определены. Полоса нестабильности пересекает область сверхгигантов, причем многие желтые сверхгиганты являются переменными классических цефеид . Та же область нестабильности распространяется и на еще более яркие желтые гипергиганты — чрезвычайно редкий и недолговечный класс светящихся сверхгигантов. Многие переменные R Coronae Borealis , хотя и не все, являются желтыми сверхгигантами , но эта изменчивость обусловлена ​​их необычным химическим составом, а не физической нестабильностью.

Другие типы переменных звезд, такие как переменные RV Тельца и переменные PV Telescopii, часто называют сверхгигантами. Звездам RV Tau часто присваивают спектральные классы с классом сверхгигантской светимости из-за их низкой поверхностной гравитации, и они являются одними из самых ярких звезд AGB и post-AGB, имея массу, подобную солнечной; аналогичным образом, еще более редкие переменные PV Tel часто классифицируются как сверхгиганты, но имеют меньшую светимость, чем сверхгиганты, и своеобразные спектры B[e] с крайне низким содержанием водорода. Возможно, это также пост-AGB-объекты или «возрожденные» AGB-звезды.

LBV изменчивы с многочисленными полурегулярными периодами и менее предсказуемыми извержениями и гигантскими вспышками. Обычно это сверхгиганты или гипергиганты, иногда со спектрами Вольфа-Райе — чрезвычайно яркие, массивные, развитые звезды с расширенными внешними слоями, но они настолько самобытны и необычны, что их часто рассматривают как отдельную категорию, не называя их сверхгигантами или не придавая им значения. сверхгигант спектрального класса. Часто их спектральный класс обозначают просто как «LBV», потому что они имеют своеобразные и сильно изменчивые спектральные характеристики: температура варьируется от примерно 8000 К во время вспышки до 20 000 К и более в «покойном состоянии».

Химическое изобилие

[ редактировать ]

Обилие различных элементов на поверхности сверхгигантов отличается от менее ярких звезд. Сверхгиганты — это развитые звезды, которые, возможно, подверглись конвекции продуктов термоядерного синтеза на поверхность.

Холодные сверхгиганты демонстрируют повышенное содержание гелия и азота на поверхности из-за конвекции этих продуктов термоядерного синтеза на поверхность во время основной последовательности очень массивных звезд, вытягивания во время горения оболочки и потери внешних слоев звезды. Гелий образуется в ядре и оболочке в результате синтеза водорода и азота, который накапливается относительно углерода и кислорода во время синтеза цикла CNO . В то же время содержание углерода и кислорода снижается. [26] Красные сверхгиганты можно отличить от ярких, но менее массивных звезд AGB по необычным химическим веществам на поверхности, повышенному содержанию углерода из глубоких третьих выемок, а также углероду-13, литию и элементам s-процесса . Звезды AGB на поздней фазе могут сильно обогащаться кислородом, производя мазеры OH . [27]

Более горячие сверхгиганты демонстрируют разные уровни обогащения азотом. Это может быть связано с разными уровнями смешивания на главной последовательности из-за вращения или с тем, что некоторые синие сверхгиганты недавно развились из главной последовательности, в то время как другие ранее прошли через фазу красных сверхгигантов. Посткрасные звезды-сверхгиганты обычно имеют более высокий уровень азота по сравнению с углеродом из-за конвекции обработанного CNO материала к поверхности и полной потери внешних слоев. Поверхностное усиление гелия также сильнее в посткрасных сверхгигантах, составляющих более трети атмосферы. [28] [29]

Эволюция

[ редактировать ]
Основная статья: Звездная эволюция

Звезды главной последовательности О-типа и наиболее массивные из сине-белых звезд B-типа становятся сверхгигантами. Из-за своей огромной массы они имеют короткую продолжительность жизни: от 30 миллионов лет до нескольких сотен тысяч лет. [30] Они наблюдаются главным образом в молодых галактических структурах ( рассеянные скопления , рукава спиральных галактик и в неправильных галактиках ). Они менее распространены в выпуклостях спиральных галактик и редко наблюдаются в эллиптических галактиках или шаровых скоплениях , состоящих в основном из старых звезд.

Сверхгиганты развиваются, когда у массивных звезд главной последовательности в ядрах заканчивается водород, и в этот момент они начинают расширяться, как и звезды с меньшей массой. Однако, в отличие от звезд меньшей массы, они начинают плавно плавить гелий в ядре и вскоре после того, как исчерпают запас водорода. Это означает, что они не увеличивают свою светимость так резко, как звезды с меньшей массой, и продвигаются по диаграмме HR почти горизонтально, становясь красными сверхгигантами. Кроме того, в отличие от звезд меньшей массы, красные сверхгиганты достаточно массивны, чтобы синтезировать элементы тяжелее гелия, поэтому они не выделяют свои атмосферы в виде планетарных туманностей после периода горения оболочек из водорода и гелия; вместо этого они продолжают сжигать более тяжелые элементы в своих ядрах, пока не разрушаются. Они не могут потерять достаточно массы, чтобы образовать белого карлика, поэтому оставляют после себя нейтронную звезду или остаток черной дыры, обычно после взрыва сверхновой с коллапсом ядра.

Звезды массивнее примерно 40 M ☉ не могут превратиться в красный сверхгигант. Поскольку они сгорают слишком быстро и слишком быстро теряют свои внешние слои, они достигают стадии голубого сверхгиганта или, возможно, желтого гипергиганта, прежде чем вернуться и стать более горячими звездами. Самые массивные звезды, размером более 100 M ☉ , почти не смещаются со своего положения О-звезд главной последовательности. Они конвектируют настолько эффективно, что смешивают водород с поверхности вплоть до ядра. Они продолжают сжигать водород до тех пор, пока он почти полностью не истощится по всей звезде, а затем быстро эволюционируют через ряд стадий одинаково горячих и ярких звезд: сверхгигантов, косых звезд, звезд WNh-, WN- и, возможно, звезд типа WC или WO. . Ожидается, что они взорвутся как сверхновые, но неясно, насколько далеко они пройдут, прежде чем это произойдет. Существование этих сверхгигантов, все еще сжигающих водород в своих ядрах, может потребовать несколько более сложного определения сверхгиганта: массивная звезда с увеличенным размером и светимостью из-за накопления продуктов термоядерного синтеза, но все еще с оставшимся некоторым количеством водорода. [31]

Считается, что первые звезды во Вселенной были значительно ярче и массивнее, чем звезды современной Вселенной. Они входят в теоретическую популяцию звезд III , их существование необходимо для объяснения наблюдений элементов , отличных от водорода и гелия, в квазарах . Возможно, они были крупнее и ярче любого известного сегодня сверхгиганта, но их структура была совершенно иной: с пониженной конвекцией и меньшей потерей массы. Их очень короткая жизнь, вероятно, закончилась жестоким фотораспадом или парной нестабильностью сверхновых.

Прародители сверхновых

[ редактировать ]
Основная статья: Сверхновая

типа II Считается, что большинство прародителей сверхновых являются красными сверхгигантами, в то время как менее распространенные сверхновые типа Ib/c производятся более горячими звездами Вольфа – Райе, которые полностью потеряли большую часть своей водородной атмосферы. [32] Почти по определению сверхгигантам суждено насильственно покончить с собой. Звезды, достаточно большие, чтобы начать синтез элементов тяжелее гелия, похоже, не имеют возможности потерять достаточно массы, чтобы избежать катастрофического коллапса ядра, хотя некоторые из них могут почти бесследно коллапсировать в свои собственные центральные черные дыры.

Однако простые «луковичные» модели, показывающие, что красные сверхгиганты неизбежно развиваются до железного ядра, а затем взрываются, оказались слишком упрощенными. Прародителем необычной сверхновой типа II 1987А был голубой сверхгигант . [33] Считается, что она уже прошла фазу красного сверхгиганта в своей жизни, и теперь известно, что это далеко не исключительная ситуация. Многие исследования сейчас сосредоточены на том, как голубые сверхгиганты могут взорваться как сверхновые и когда красные сверхгиганты смогут выжить и снова стать более горячими сверхгигантами. [34]

Хорошо известные примеры

[ редактировать ]

Сверхгиганты — редкие и недолговечные звезды, но их высокая светимость означает, что существует множество примеров, видимых невооруженным глазом, включая некоторые из самых ярких звезд на небе. Ригель , самая яркая звезда в созвездии Ориона, является типичным сине-белым сверхгигантом; все три звезды Пояса Ориона — голубые сверхгиганты; Денеб — ярчайшая звезда Лебедя , еще одного голубого сверхгиганта; а Дельта Цефеи (сама по себе прототип) и Полярная звезда являются переменными цефеидами и желтыми сверхгигантами. Антарес и VV Цефей А — красные сверхгиганты . μ Цефей считается красным гипергигантом из-за его большой светимости, это одна из самых красных звезд, видимых невооруженным глазом, и одна из крупнейших в галактике. Ро Кассиопеи , переменный желтый гипергигант, является одной из самых ярких звезд, видимых невооруженным глазом. Бетельгейзе — красный сверхгигант, который в древности мог быть желтым сверхгигантом. [35] и вторая по яркости звезда в созвездии Ориона .

См. также

[ редактировать ]

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Рассел, Генри Норрис (1914). «Связь между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . 22 : 275. Бибкод : 1914PA.....22..275R .
  2. ^ Анрото, Ф. (1926). «Международное сотрудничество по фотографическому изучению переменных цефеид». Популярная астрономия . 34 : 493. Бибкод : 1926PA.....34..493H .
  3. ^ Шепли, Харлоу (1925). «S Дорадус, сверхгигантская переменная звезда». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 814 : 1. Бибкод : 1925BHarO.814....1S .
  4. ^ Пейн, Сесилия Х.; Чейз, Карл Т. (1927). «Спектр звезд-сверхгигантов класса F8». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа . 300 : 1. Бибкод : 1927HarCi.300....1P .
  5. ^ Мэсси, Филип; Пульс, Иоахим; Паульдрах, AWA; Бресолин, Фабио; Кудрицкий, Рольф П.; Саймон, Теодор (22 марта 2005 г.). «Физические свойства и эффективная температурная шкала звезд O-типа как функция металличности. II. Анализ еще 20 звезд Магелланова облака и результаты из полной выборки». Астрофизический журнал . 627 (1): 477–519. arXiv : astro-ph/0503464 . Бибкод : 2005ApJ...627..477M . дои : 10.1086/430417 .
  6. ^ Вагл, Гурурадж А.; Рэй, Алак; Рагху, Адарш (01 мая 2020 г.). «Прародители сверхновых типа IIP. III. Отношение синих и красных сверхгигантов в моделях с низкой металличностью и конвективным выбросом» . Астрофизический журнал . 894 (2): 118. arXiv : 2004.14419 . Бибкод : 2020ApJ...894..118W . дои : 10.3847/1538-4357/ab8bd5 . ISSN   0004-637X .
  7. ^ Юдже, Кутлуай (01 января 2005 г.). «Спектральный анализ 4 Lacertae и ν Cephei» . Балтийская астрономия . 14 : 51–82. Бибкод : 2005БалтА..14...51Г . ISSN   1021-6766 .
  8. ^ Гиридхар, С.; Ферро, А.; Паррао, Л. (октябрь 1997 г.). «Содержание элементов и параметры атмосфер семи сверхгигантов FG» . Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 109 : 1077. Бибкод : 1997PASP..109.1077G . дои : 10.1086/133978 . ISSN   0004-6280 .
  9. ^ Jump up to: а б с д Левеск, Эмили М .; Мэсси, Филип; Олсен, КАГ; Плез, Бертран; Жослен, Эрик; Медер, Андре; Мейне, Жорж (2005). «Эффективная температурная шкала галактических красных сверхгигантов: крутая, но не такая крутая, как мы думали». Астрофизический журнал . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph/0504337 . Бибкод : 2005ApJ...628..973L . дои : 10.1086/430901 . S2CID   15109583 .
  10. ^ Драут, Мария Р.; Мэсси, Филип; Мейне, Жорж (апрель 2012 г.). «Желтый и красный сверхгиганты M33*» . Астрофизический журнал . 750 (2): 97. arXiv : 1203.0247 . Бибкод : 2012ApJ...750...97D . дои : 10.1088/0004-637X/750/2/97 . ISSN   0004-637X .
  11. ^ Гилкис, Авишай; Шенар, Томер; Рамачандран, Варша; Джермин, Адам С; Мэхи, Лоран; Оскинова Лидия М; Аркави, Иаир; Сана, Хьюз (11 февраля 2021 г.). «Избыток холодных сверхгигантов в современных моделях звездной эволюции не поддается независимому от металличности пределу Хамфриса-Дэвидсона» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 503 (2): 1884–1896. arXiv : 2102.03102 . дои : 10.1093/mnras/stab383 . ISSN   0035-8711 .
  12. ^ Паннекук, А. (1937). «Поверхностная гравитация в звездах-сверхгигантах». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов . 8 : 175. Бибкод : 1937BAN.....8..175P .
  13. ^ Спитцер, Лайман (1939). «Спектры М звезд-сверхгигантов». Астрофизический журнал . 90 : 494. Бибкод : 1939ApJ....90..494S . дои : 10.1086/144121 .
  14. ^ Паннекук, А. (1963). История астрономии . Дуврские публикации . дои : 10.1086/349775 . ISBN  0486659941 .
  15. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). «Атлас звездных спектров с описанием спектральной классификации». Чикаго . Бибкод : 1943assw.book.....M .
  16. ^ Грей, RO; Нэпьер, Миннесота; Винклер, Л.И. (2001). «Физические основы классификации светимости поздних звезд A-, F- и ранних G-типов. I. Точные спектральные типы для 372 звезд» . Астрономический журнал . 121 (4): 2148. Бибкод : 2001AJ....121.2148G . дои : 10.1086/319956 .
  17. ^ Ван Лун, Дж. Т. (2006). «О зависимости от металличности ветров красных сверхгигантов и звезд Асимптотической Ветви гигантов». Звездная эволюция при низкой металличности: потеря массы . 353 : 211–224. arXiv : astro-ph/0512326 . Бибкод : 2006ASPC..353..211В .
  18. ^ Сисс, Л. (2006). «Эволюция массивных звезд AGB» . Астрономия и астрофизика . 448 (2): 717–729. Бибкод : 2006A&A...448..717S . дои : 10.1051/0004-6361:20053043 .
  19. ^ Поеларендс, AJT; Хервиг, Ф.; Лангер, Н.; Хегер, А. (2008). «Канал Supernova звезд Super-AGB». Астрофизический журнал . 675 (1): 614–625. arXiv : 0705.4643 . Бибкод : 2008ApJ...675..614P . дои : 10.1086/520872 . S2CID   18334243 .
  20. ^ Грей, RO; Грэм, PW; Хойт, СР (2001). «Физические основы классификации светимости поздних звезд A-, F- и ранних G-типов. II. Основные параметры программных звезд и роль микротурбулентности» . Астрономический журнал . 121 (4): 2159. Бибкод : 2001AJ....121.2159G . дои : 10.1086/319957 .
  21. ^ Кларк, Дж. С.; Нахарро, Ф.; Негеруэла, И.; Ричи, BW; Урбанеха, Массачусетс; Ховарт, ID (2012). «О природе галактических гипергигантов раннего типа B». Астрономия и астрофизика . 541 : А145. arXiv : 1202.3991 . Бибкод : 2012A&A...541A.145C . дои : 10.1051/0004-6361/201117472 . S2CID   11978733 .
  22. ^ Jump up to: а б Соуэлл, младший; Триппе, М.; Кабальеро-Ньевес, С.М.; Хоук, Н. (2007). «HR-диаграммы на основе HD-звезд в спектральном каталоге Мичигана и каталоге Hipparcos» . Астрономический журнал . 134 (3): 1089. Бибкод : 2007AJ....134.1089S . дои : 10.1086/520060 .
  23. ^ Беллинджер, граф Патрик; де Минк, Сельма Э.; ван Россем, Уолтер Э.; Джастэм, Стивен (2024). «Потенциал астеросейсмологии для решения проблемы голубых сверхгигантов» . Астрофизический журнал . 967 (2): Л39. arXiv : 2311.00038 . Бибкод : 2024ApJ...967L..39B . дои : 10.3847/2041-8213/ad4990 .
  24. ^ Мэсси, Филип; Олсен, КАГ (2003). «Эволюция массивных звезд. I. Красные сверхгиганты в Магеллановых облаках». Астрономический журнал . 126 (6): 2867–2886. arXiv : astro-ph/0309272 . Бибкод : 2003AJ....126.2867M . дои : 10.1086/379558 . S2CID   119476272 .
  25. ^ Сота, А.; Маис Апелланис, Дж.; Уолборн, Северная Каролина; Альфаро, Э.Дж.; Барба, Р.Х.; Моррелл, Нью-Йорк; Гамен, РЦ; Ариас, Джи (2011). «Спектроскопический обзор галактических звезд O. I. Система классификации и яркие северные звезды в сине-фиолетовом диапазоне на R ~ 2500». Приложение к астрофизическому журналу . 193 (2): 24. arXiv : 1101.4002 . Бибкод : 2011ApJS..193...24S . дои : 10.1088/0067-0049/193/2/24 . S2CID   119248206 .
  26. ^ Лансон, А.; Хаушильдт, PH; Ладжал, Д.; Мусин, М. (2007). «Ближний ИК-спектр красных сверхгигантов и гигантов». Астрономия и астрофизика . 468 (1): 205–220. arXiv : 0704.2120 . Бибкод : 2007A&A...468..205L . дои : 10.1051/0004-6361:20065824 . S2CID   18017258 .
  27. ^ Гарсиа-Эрнандес, Д.А.; Гарсиа-Ларио, П.; Плез, Б.; Манчадо, А.; д'Антона, Ф.; Люб, Дж.; Хабинг, Х. (2007). «Содержание лития и циркония в массивных галактических звездах AGB, богатых O». Астрономия и астрофизика . 462 (2): 711. arXiv : astro-ph/0609106 . Бибкод : 2007A&A...462..711G . дои : 10.1051/0004-6361:20065785 . S2CID   16016698 .
  28. ^ Смартт, С.Дж.; Леннон, диджей; Кудрицкий, Р.П.; Росалес, Ф.; Райанс, RSI; Райт, Н. (2002). «Эволюционный статус Шер 25 - последствия для голубых сверхгигантов и прародителя SN 1987A». Астрономия и астрофизика . 391 (3): 979. arXiv : astro-ph/0205242 . Бибкод : 2002A&A...391..979S . дои : 10.1051/0004-6361:20020829 . S2CID   14933392 .
  29. ^ Георгий, К.; Сайо, Х.; Мейне, Г. (2013). «Загадка содержания CNO переменных α Лебедя, решенная с помощью критерия Леду» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 439 : L6–L10. arXiv : 1311.4744 . Бибкод : 2014MNRAS.439L...6G . дои : 10.1093/mnrasl/slt165 . S2CID   118557550 .
  30. ^ Ричмонд, Майкл. «Звездная эволюция на главной последовательности» . Проверено 24 августа 2006 г.
  31. ^ Сильвия Экстрём; Кирилл Георгий; Жорж Мейне; Хосе Гро; Анаи Гранада (2013). «Красные сверхгиганты и звездная эволюция». Серия публикаций EAS . 60 : 31–41. arXiv : 1303.1629 . Бибкод : 2013EAS....60...31E . дои : 10.1051/eas/1360003 . S2CID   118407907 .
  32. ^ Гро, Хосе Х.; Жорж Мейне; Кирилл Георгий; Сильвия Экстром (2013). «Фундаментальные свойства прародителей сверхновых и GRB с коллапсом ядра: предсказание внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : А131. arXiv : 1308.4681 . Бибкод : 2013A&A...558A.131G . дои : 10.1051/0004-6361/201321906 . S2CID   84177572 .
  33. ^ Лайман, доктор медицинских наук; Берсье, Д.; Джеймс, Пенсильвания (2013). «Болометрические поправки к оптическим кривым блеска сверхновых с коллапсом ядра» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 437 (4): 3848. arXiv : 1311.1946 . Бибкод : 2014MNRAS.437.3848L . дои : 10.1093/mnras/stt2187 . S2CID   56226661 .
  34. ^ Ван Дайк, SD; Ли, В.; Филиппенко А.В. (2003). «Поиск прародителей сверхновых с коллапсом ядра на изображениях космического телескопа Хаббл». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 115 (803): 1. arXiv : astro-ph/0210347 . Бибкод : 2003PASP..115....1В . дои : 10.1086/345748 . S2CID   15364753 .
  35. ^ Нойхойзер, Р.; Торрес, Г.; Мюграуэр, М.; Нойхойзер, Д.Л.; Чепмен, Дж.; Люге, Д.; Косчи, М. (2022). «Цветовая эволюция Бетельгейзе и Антареса за два тысячелетия, полученная на основе исторических записей, как новое ограничение массы и возраста» . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 516 (1): 693. arXiv : 2207.04702 . Бибкод : 2022MNRAS.516..693N . дои : 10.1093/mnras/stac1969 .
[ редактировать ]
Найдите сверхгиганта в Викисловаре, бесплатном словаре.
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Supergiant&oldid=1235699934"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: c852cfc03093ddcefb4788ce42cd978c__1721490540
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/c8/8c/c852cfc03093ddcefb4788ce42cd978c.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Supergiant - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)