Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
«Сверхгигант» перенаправляется сюда. Для использования в других целях, см Сверхгигант (значения) .

Сверхгиганты - одни из самых массивных и ярких звезд . Звезды-сверхгиганты занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга – Рассела с абсолютными визуальными величинами от –3 до –8. Температурный диапазон звезд-сверхгигантов составляет от 3400 K до более 20000 K.

Определение [ править ]

Титул сверхгиганта применительно к звезде не имеет однозначного определения. Термин « гигантская звезда» впервые был введен Герцшпрунгом, когда стало очевидно, что большинство звезд попадает в две отдельные области диаграммы Герцшпрунга – Рассела . Одна область содержала более крупные и более яркие звезды спектральных классов от A до M 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 возник термин супергигант , быстро принятый как сверхгигант . [2] [3] [4]

Класс спектральной светимости [ править ]

Четыре самых ярких звезды в NGC 4755 - голубые звезды-сверхгиганты , с красной звездой-сверхгигантом в центре. (ESO VLT)

Звезды-сверхгиганты можно идентифицировать на основе их спектров с характерными линиями, чувствительными к высокой светимости и низкой поверхностной гравитации . [5] [6] В 1897 году Антония К. Мори разделила звезды на основе ширины их спектральных линий, при этом ее класс «c» отождествил звезды с самыми узкими линиями. Хотя в то время это еще не было известно, это были самые яркие звезды. [7] В 1943 году Морган и Кинан формализовали определение классов спектральной светимости, причем класс I относился к сверхгигантским звездам. [8] Та же самая система классов яркости МК используется до сих пор с уточнениями, основанными на увеличенном разрешении современных спектров. [9] Сверхгиганты встречаются в каждом спектральном классе от молодых голубых сверхгигантов класса O до высокоразвитых красных сверхгигантов класса M. 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 - это также эволюционирующие звезды с более высоким уровнем тяжелых элементов, чем звезды главной последовательности. Это основа системы светимости МК, которая относит звезды к классам светимости исключительно на основании наблюдения за их спектрами.

В дополнение к изменениям линий из-за низкой поверхностной гравитации и продуктов термоядерного синтеза, наиболее яркие звезды имеют высокие темпы потери массы и, как следствие, облака изгнанных околозвездных материалов, которые могут образовывать эмиссионные линии , профили P Лебедя или запрещенные линии . В системе МК звезды распределяются по классам светимости: Ib для сверхгигантов; Ia для светящихся сверхгигантов; и 0 (ноль) или Ia + для гипергигантов. На самом деле существует гораздо больше континуума, чем четко определенные диапазоны для этих классификаций, и такие классификации, как Iabиспользуются для сверхгигантов промежуточной светимости. Спектры сверхгигантов часто аннотируются для обозначения спектральных особенностей , например, B2 Iae или F5 Ipec .

Эволюционные сверхгиганты [ править ]

Сверхгиганты также можно определить как особую фазу в эволюционной истории определенных звезд. Звезды с начальной массой выше 8-10  M ☉ быстро и плавно инициируют синтез ядра гелия после того, как исчерпали свой водород, и продолжают синтезировать более тяжелые элементы после истощения гелия, пока не разовьются железное ядро, после чего ядро ​​схлопнется, образуя тип 2. сверхновая. Когда эти массивные звезды покидают главную последовательность, их атмосферы расширяются, и они описываются как сверхгиганты. Звезды первоначально под 10  M ☉никогда не сформируют железное ядро ​​и с точки зрения эволюции не станут сверхгигантами, хотя они могут достигать светимости, в тысячи раз превышающей солнечную. Они не могут синтезировать углерод и более тяжелые элементы после того, как гелий исчерпал себя, поэтому в конечном итоге они просто теряют свои внешние слои, оставляя ядро белого карлика . Фаза, в которой эти звезды имеют горящие оболочки и водород, и гелий, называется асимптотической ветвью гигантов (AGB), поскольку звезды постепенно становятся все более и более яркими звездами класса M. Звезды размером 8-10  M ☉ могут объединить достаточно углерода на AGB, чтобы образовалось кислородно-неоновое ядро ​​и сверхновая , захватывающая электрон , но астрофизики классифицируют их как звезды с супер-AGB, а не как сверхгиганты. [10]

Категоризация эволюционировавших звезд [ править ]

Есть несколько категорий эволюционировавших звезд, которые не являются сверхгигантами с точки зрения эволюции, но могут демонстрировать сверхгигантские спектральные особенности или иметь светимость, сравнимую со сверхгигантами.

Звезды с асимптотической ветвью гигантов (AGB) и звезды post-AGB представляют собой высокоразвитые красные гиганты с меньшей массой, светимость которых может быть сопоставима с более массивными красными сверхгигантами, но из-за их малой массы они находятся на другой стадии развития (гелиевая оболочка горение), и их жизни заканчиваются по-другому ( планетарная туманность и белый карлик, а не сверхновая), астрофизики предпочитают держать их отдельно. Разделительная линия становится размытой примерно при 7–10  M ☉ (или до 12  M ☉ в некоторых моделях [11].), где звезды начинают подвергаться ограниченному слиянию элементов тяжелее гелия. Специалисты, изучающие эти звезды, часто называют их звездами с супер-AGB, поскольку они имеют много общих свойств с AGB, таких как тепловая пульсация. Другие описывают их как сверхгигантов малой массы, поскольку они начинают сжигать элементы тяжелее гелия и могут взорваться как сверхновые. [12] Многие звезды post-AGB 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.запускается тепловыми импульсами . Очень небольшое количество переменных Mira и других звезд с поздним AGB имеет классы светимости сверхгигантов, например α Геркулеса .

Классические переменные цефеид обычно имеют классы сверхгигантской светимости, хотя только самые светящиеся и массивные будут фактически развивать железное ядро. Большинство из них являются звездами средней массы, в ядрах которых плавится гелий, и в конечном итоге перейдут в асимптотическую ветвь гигантов. δ Цефея сам по себе является примером с светимостью 2000  L ☉ и массой 4,5  М ☉ .

Звезды Вольфа – Райе также являются светящимися большой массой, эволюционировавшими звездами, более горячими, чем большинство сверхгигантов, и меньшего размера, визуально менее яркими, но часто более яркими из-за их высоких температур. В их спектрах преобладает гелий и другие более тяжелые элементы, обычно с небольшим количеством водорода или без него, что является ключом к их природе, поскольку звезды даже более развиты, чем сверхгиганты. Так же, как звезды AGB находятся почти в той же области диаграммы HR, что и красные сверхгиганты, звезды Вольфа – Райе могут находиться в той же области диаграммы HR, что и самые горячие голубые сверхгиганты и звезды главной последовательности.

Самые массивные и светящиеся звезды главной последовательности почти неотличимы от сверхгигантов, в которые они быстро эволюционируют. У них почти одинаковые температуры и очень похожие светимости, и только самый подробный анализ может различить спектральные особенности, которые показывают, что они эволюционировали от узкой главной последовательности раннего O-типа к близлежащей области ранних сверхгигантов O-типа. Такие ранние сверхгиганты O-типа имеют много общих черт со звездами WNLh Вольфа – Райе и иногда обозначаются как косые звезды , промежуточные между двумя типами.

Звезды светящихся голубых переменных (LBV) находятся в той же области диаграммы HR, что и голубые сверхгиганты, но обычно классифицируются отдельно. Это эволюционирующие, расширенные, массивные и светящиеся звезды, часто гипергиганты, но у них очень специфическая спектральная изменчивость, 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 как кандидаты в LBV из-за их светимости.

Гипергиганты часто рассматриваются как категория звезд, отличная от сверхгигантов, хотя во всех важных отношениях они являются просто более яркой категорией сверхгигантов. Это развитые, расширенные, массивные и светящиеся звезды, похожие на сверхгиганты, но в наиболее массивных и ярких экстремумах, а также с особыми дополнительными свойствами, связанными с большой потерей массы из-за их экстремальной светимости и нестабильности. Обычно только более развитые сверхгиганты проявляют гипергигантские свойства, поскольку их нестабильность возрастает после значительной потери массы и некоторого увеличения светимости.

Некоторые B [e] -звезды - сверхгиганты, а другие B [e] -звезды явно не так. 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 феномен B [e] возникает отдельно в нескольких различных типах звезд, включая те, которые явно являются лишь фазой в жизни сверхгигантов.

Свойства [ править ]

Диск и атмосфера Бетельгейзе (ESO)

Сверхгиганты имеют массу от 8 до 12 раз ВС ( М ☉ ) вверх, а светимости от примерно 1000 до более миллиона раз Солнца ( L ☉ ). Они сильно различаются по радиусу , как правило , от 30 до 500, или даже свыше 1000 солнечных радиусов ( R ☉ ). Они достаточно массивны, чтобы начать плавное горение гелиевого ядра до того, как ядро ​​выродится, без вспышки и без сильных драгировок, которые испытывают звезды с меньшей массой. Они последовательно воспламеняют более тяжелые элементы, обычно вплоть до железа. Также 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 синих сверхгигантов ; таким образом, для данной светимости красные сверхгиганты больше своих голубых собратьев. Радиационное давление ограничивает крупнейшие холодные сверхгиганты примерно до 1500 R ☉, а самые массивные горячие сверхгиганты - примерно до миллиона L ☉ ( мегаболь около −10). [13] Звезды вблизи этих пределов и иногда за их пределами становятся нестабильными, пульсируют и быстро теряют массу.

Поверхностная гравитация [ править ]

Класс светимости сверхгигантов присваивается на основе спектральных характеристик, которые в значительной степени являются мерой силы тяжести на поверхности, хотя на такие звезды также влияют другие свойства, такие как микротурбулентность . Сверхгиганты обычно имеют поверхностную гравитацию около log (g) 2,0 cgs и ниже, хотя яркие гиганты (класс светимости II) статистически очень похожи на поверхностную гравитацию нормальных сверхгигантов Ib. [14] Холодные светящиеся сверхгиганты имеют меньшую поверхностную гравитацию, а у наиболее ярких (и нестабильных) звезд значение log (g) около нуля. [13] Более горячие сверхгиганты, даже самые светящиеся, имеют поверхностную гравитацию около единицы из-за их более высоких масс и меньших радиусов. [15]

Температура [ править ]

Звезды-сверхгиганты присутствуют во всех основных спектральных классах и во всем диапазоне температур от звезд среднего класса M с температурой около 3400 K до самых горячих звезд класса O с температурой выше 40000 K. Сверхгиганты обычно не встречаются холоднее, чем звезды среднего класса M. Теоретически это ожидается, поскольку они будут катастрофически нестабильны; однако среди экстремальных звезд, таких как VX Sagittarii , есть потенциальные исключения . [13]

Хотя сверхгиганты существуют в каждом классе от O до M, большинство из них относятся к спектральному классу B, больше, чем ко всем другим спектральным классам вместе взятым. Гораздо меньшая группа состоит из сверхгигантов G-типа очень низкой светимости, звезд средней массы, сжигающих гелий в своих ядрах, прежде чем они достигнут асимптотической ветви гигантов . Отдельная группа состоит из сверхгигантов высокой светимости на ранней стадии B (B0-2) и очень поздней стадии O (O9,5), более распространенных даже, чем звезды главной последовательности этих спектральных классов. [16]

Относительное количество синих, желтых и красных сверхгигантов является показателем скорости звездной эволюции и используется в качестве мощного теста моделей эволюции массивных звезд. [17]

Яркость [ править ]

Сверхгиганты лежат более или менее на горизонтальной полосе, занимающей всю верхнюю часть диаграммы HR, но есть некоторые вариации в разных спектральных классах. Эти вариации частично связаны с различными методами определения классов светимости для разных спектральных типов, а частично с реальными физическими различиями звезд.

Болометрическая светимость звезды отражает общий выход 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 или более раз. Эта болометрическая поправка составляет примерно одну звездную величину для звезд среднего B, позднего K и раннего M, увеличиваясь до трех звездных величин (в 15 раз) для звезд O и mid M.

Все сверхгиганты больше и ярче, чем звезды 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, что означает, что все сверхгиганты B0 значительно ярче, чем абсолютная величина −5. Болометрическая светимость для даже самых слабых голубых сверхгигантов десятков тысяч раз солнца ( L ☉ ). Самая яркая может быть более миллиона  L ☉ и часто нестабильна, например, переменные α Лебедя и светящиеся синие переменные .

Самые горячие сверхгиганты с ранними О-спектральными классами встречаются в чрезвычайно узком диапазоне светимости над очень яркими ранними О главной последовательностью и звездами-гигантами. Они не классифицируются отдельно на нормальных (Ib) и светящихся (Ia) сверхгигантов, хотя обычно у них есть другие модификаторы спектрального класса, такие как «f» для излучения азота и гелия (например, O2 If для HD 93129A ). [18]

Желтые сверхгиганты могут быть значительно слабее, чем абсолютная величина –5, с некоторыми примерами около –2 (например, 14 Персея ). С болометрическими поправками около нуля они могут быть всего в несколько сотен раз ярче Солнца. Однако это не массивные звезды; вместо этого они являются звездами средней массы, которые имеют особенно низкую поверхностную гравитацию, часто из-за нестабильности, такой как пульсации цефеид . Эти звезды промежуточной массы, классифицируемые как сверхгиганты в течение относительно продолжительной фазы их эволюции, объясняют большое количество желтых сверхгигантов низкой светимости. Самые яркие желтые звезды, желтые гипергиганты, Являются одними из самых визуально ярких звезд, с абсолютными величинами около -9, хотя по- прежнему меньше , чем миллион  L ☉ .

Существует строгий верхний предел светимости красных сверхгигантов - около полумиллиона  L ☉ . Звезды, которые были бы ярче этой, так быстро теряли свои внешние слои, что оставались горячими сверхгигантами после того, как покидали главную последовательность. Большинство красных сверхгигантов было 10-15  M ☉ звезд главной последовательности и теперь имеет светимость ниже 100000  L ☉ , и там очень мало яркий сверхгигант (Ia) звезды M - класс. [16] Наименее светящиеся звезды, классифицируемые как красные сверхгиганты, - это одни из самых ярких звезд AGB и post-AGB, сильно расширенные и нестабильные звезды с малой массой, такие как переменные RV Tauri.. Большинству звезд AGB отнесены классы светимости гигантов или ярких гигантов, но особенно нестабильные звезды, такие как переменные W Virginis, могут иметь классификацию сверхгигантов (например, сама W Virginis ). Абсолютная величина самых слабых красных сверхгигантов составляет около −3.

Изменчивость [ править ]

RS Puppis - это сверхгигантская переменная классической цефеиды .

В то время как большинство сверхгигантов, таких как переменные Альфа Лебедя , полуправильные переменные и нерегулярные переменные, демонстрируют некоторую степень фотометрической изменчивости, определенные типы переменных среди сверхгигантов четко определены. Полоса нестабильности пересекает область сверхгигантов, и, в частности, многие желтые сверхгиганты являются классическими переменными цефеид . Та же самая область нестабильности распространяется и на еще более светящиеся желтые гипергиганты , чрезвычайно редкий и недолговечный класс светящихся сверхгигантов. Многие переменные R Coronae Borealis , хотя и не все, являются желтыми сверхгигантами., но эта изменчивость связана с их необычным химическим составом, а не с физической нестабильностью.

Другие типы переменных звезд , таких как переменные RV Тельца и переменные PV Telescopii часто описываются как сверхгигантов. Звездам RV Tau часто присваиваются спектральные классы сверхгигантского класса светимости из-за их низкой поверхностной силы тяжести, и они входят в число самых ярких звезд AGB и post-AGB, имея массу, аналогичную солнечной; аналогично, даже более редкие переменные PV Tel часто классифицируются как сверхгиганты, но имеют более низкую светимость, чем сверхгиганты, и пекулярные спектры B [e] чрезвычайно бедны водородом. Возможно, они также являются объектами post-AGB или "возрожденными" звездами AGB.

LBV являются переменными с несколькими полурегулярными периодами и менее предсказуемыми извержениями и гигантскими выбросами. Обычно это сверхгиганты или гипергиганты, иногда со спектрами Вольфа-Райе - чрезвычайно яркие, массивные, эволюционировавшие звезды с расширенными внешними слоями, но они настолько отличительны и необычны, что их часто рассматривают как отдельную категорию, не называя сверхгигантами или не называя их. сверхгигантский спектральный класс. Часто их спектральный класс будет обозначаться просто как «LBV», потому что они имеют специфические и сильно изменяющиеся спектральные характеристики с температурами, варьирующимися от примерно 8000 К во вспышке до 20 000 К и более в состоянии покоя.

Химическое содержание [ править ]

Обилие различных элементов на поверхности сверхгигантов отличается от менее ярких звезд. Сверхгиганты - это эволюционирующие звезды, которые, возможно, испытали конвекцию продуктов слияния на поверхность.

Холодные сверхгиганты демонстрируют повышенное содержание гелия и азота на поверхности из-за конвекции этих продуктов термоядерного синтеза к поверхности во время основной последовательности очень массивных звезд, из-за драгирования во время горения оболочки и потери внешних слоев звезды. Гелий образуется в ядре и оболочке путем слияния водорода и азота, который накапливается относительно углерода и кислорода во время слияния по циклу CNO . В то же время содержание углерода и кислорода снижается. [19] Красные сверхгиганты можно отличить от светящихся, но менее массивных звезд AGB по необычным химическим веществам на поверхности, увеличению содержания углерода в глубоких третьих драгах, а также по углерод-13, литию и элементам s-процесса . Звезды AGB в поздней фазе могут стать сильно обогащенными кислородом, производя OHмазеры . [20]

Более горячие сверхгиганты показывают разные уровни обогащения азотом. Это может быть связано с разными уровнями перемешивания на главной последовательности из-за вращения или потому, что некоторые синие сверхгиганты недавно эволюционировали из главной последовательности, в то время как другие ранее прошли через фазу красных сверхгигантов. Звезды после красных сверхгигантов обычно имеют более высокий уровень азота по сравнению с углеродом из-за конвекции материала, обработанного CNO, на поверхность и полной потери внешних слоев. Поверхностное усиление гелия также сильнее у пост-красных сверхгигантов, составляющих более трети атмосферы. [21] [22]

Эволюция [ править ]

Основная статья: Звездная эволюция

Звезды главной последовательности O-типа и самые массивные сине-белые звезды B-типа становятся сверхгигантами. Из-за их огромной массы продолжительность жизни у них короткая - от 30 миллионов до нескольких сотен тысяч лет. [23] Они в основном наблюдаются в молодых галактических структурах, таких как рассеянные скопления , рукава спиральных галактик и неправильные галактики . Они реже встречаются в выпуклостях спиральных галактик и редко наблюдаются в эллиптических галактиках или шаровых скоплениях , которые состоят в основном из старых звезд.

Сверхгиганты развиваются, когда у массивных звезд главной последовательности заканчивается водород в их ядрах, и в этот момент они начинают расширяться, как и звезды с меньшей массой. Однако, в отличие от звезд с меньшей массой, они начинают плавно плавно плавить гелий в ядре и вскоре после того, как исчерпали свой водород. Это означает, что они не увеличивают свою светимость так резко, как звезды с меньшей массой, и они продвигаются почти горизонтально по диаграмме HR, чтобы стать красными сверхгигантами. Кроме того, в отличие от звезд с меньшей массой, красные сверхгиганты достаточно массивны, чтобы плавить элементы тяжелее гелия, поэтому они не выходят из своей атмосферы как планетарные туманности после периода горения водородной и гелиевой оболочки; вместо этого они продолжают сжигать более тяжелые элементы в своих ядрах, пока не разрушатся. Они не могут потерять достаточно массы, чтобы сформировать белого карлика,поэтому они оставят после себя нейтронную звезду или остаток черной дыры, обычно после взрыва сверхновой звезды коллапса ядра.

Звезды с массой более 40  M ☉ не могут расшириться в красный сверхгигант. Поскольку они горят слишком быстро и слишком быстро теряют свои внешние слои, они достигают стадии синего сверхгиганта или, возможно, желтого гипергиганта, прежде чем вернуться, чтобы стать более горячими звездами. Самые массивные звезды, выше примерно 100  M ☉, почти не сдвинутся со своей позиции O звезд главной последовательности. Они конвектируют настолько эффективно, что смешивают водород с поверхности до ядра. Они продолжают синтезировать водород до тех пор, пока он почти полностью не истощится по всей звезде, а затем быстро эволюционируют, проходя серию стадий с такими же горячими и светящимися звездами: сверхгиганты, косые звезды, звезды типа WNh, WN и, возможно, WC или WO. . Ожидается, что они взорвутся как сверхновые, но неясно, как далеко они разовьются, прежде чем это произойдет. Существование этих сверхгигантов, все еще сжигающих водород в своих ядрах, может потребовать немного более сложного определения сверхгиганта: массивная звезда с увеличенными размерами и светимостью из-за накопления продуктов термоядерного синтеза, но все еще с остающимся водородом. [24]

Считается, что первые звезды во Вселенной были значительно ярче и массивнее, чем звезды в современной Вселенной. Являясь частью теоретической популяции звезд III , их существование необходимо для объяснения наблюдений за элементами, отличными от водорода и гелия в квазарах . Возможно, они были больше и ярче, чем любой известный сегодня сверхгигант, но их структура была совершенно иной, с меньшей конвекцией и меньшей потерей массы. Их очень короткая жизнь, вероятно, закончилась насильственным фотораспадом или сверхновой парной нестабильностью.

Прародители сверхновых [ править ]

Основная статья: Сверхновая

Считается, что большинство предков сверхновых типа II 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. [25] Практически по определению сверхгигантам суждено закончить свою жизнь насильственной смертью. Звезды, достаточно большие, чтобы начать сплавление элементов тяжелее гелия, похоже, не имеют никакого способа потерять достаточно массы, чтобы избежать катастрофического коллапса ядра, хотя некоторые из них могут коллапсировать, почти бесследно, в свои собственные центральные черные дыры.

Однако простые «луковичные» модели, показывающие, что красные сверхгиганты неизбежно превращаются в железное ядро, а затем взрываются, оказались слишком упрощенными. Прародителем для необычного типа II Supernova 1987A был голубой сверхгигант , [26] Считается , что уже прошли через красный сверхгигант фазу своей жизни, и это в настоящее время известно, что далеко от исключительной ситуации. Сейчас большое количество исследований сосредоточено на том, как голубые сверхгиганты могут взорваться как сверхновые и когда красные сверхгиганты могут выжить, чтобы снова стать более горячими сверхгигантами. [27]

Хорошо известные примеры [ править ]

Сверхгиганты - это редкие и недолговечные звезды, но их высокая светимость означает, что существует множество примеров, наблюдаемых невооруженным глазом, в том числе некоторые из самых ярких звезд на небе. Ригель , самая яркая звезда в созвездии Ориона, представляет собой типичный бело-голубой сверхгигант; Денеб - самая яркая звезда в Лебеде , белом сверхгигане; Дельта Цефеи - знаменитый прототип переменной цефеиды, желтый сверхгигант; а Бетельгейзе , Антарес и UY Scuti - красные сверхгиганты . μ Cephei - одна из самых красных звезд, видимых невооруженным глазом, и одна из крупнейших в галактике. Ро Кассиопеи , изменчивый желтый гипергигант, является одной из самых ярких звезд, видимых невооруженным глазом.

См. Также [ править ]

  • Список звезд с разрешенными изображениями
  • Планетарная туманность

Ссылки [ править ]

  1. ^ Рассел, Генри Норрис (1914). «Связь между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . 22 : 275. Bibcode : 1914PA ..... 22..275R .
  2. ^ Henroteau, F. (1926). «Международное сотрудничество по фотографическому изучению переменных цефеид». Популярная астрономия . 34 : 493. Bibcode : 1926PA ..... 34..493H .
  3. ^ Шепли, Харлоу (1925). «S Doradus, сверхгигантская переменная звезда». Бюллетень обсерватории Гарвардского колледжа . 814 : 1. Bibcode : 1925BHarO.814 .... 1S .
  4. ^ Пейн, Сесилия Х .; Чейз, Карл Т. (1927). «Спектр сверхгигантских звезд класса F8». Циркуляр обсерватории Гарвардского колледжа . 300 : 1. Bibcode : 1927HarCi.300 .... 1P .
  5. Перейти ↑ Pannekoek, A. (1937). «Поверхностная гравитация у звезд-сверхгигантов». Бюллетень астрономических институтов Нидерландов . 8 : 175. Bibcode : 1937BAN ..... 8..175P .
  6. ^ Спитцер, Лайман (1939). «Спектры M звезд-сверхгигантов». Астрофизический журнал . 90 : 494. Bibcode : 1939ApJ .... 90..494S . DOI : 10.1086 / 144121 .
  7. ↑ Паннекук, А. (1963). История астрономии . Dover Publications . DOI : 10.1086 / 349775 . ISBN 0486659941.
  8. ^ Морган, Уильям Уилсон; Кинан, Филип Чайлдс; Келлман, Эдит (1943). «Атлас звездных спектров с изложением спектральной классификации». Чикаго . Bibcode : 1943assw.book ..... M .
  9. ^ Грей, RO; Napier, MG; Винклер, Л.И. (2001). «Физические основы классификации светимости звезд поздних A-, F- и ранних G-типов. I. Точные спектральные типы для 372 звезд» . Астрономический журнал . 121 (4): 2148. Bibcode : 2001AJ .... 121.2148G . DOI : 10.1086 / 319956 .
  10. ^ Ван Лун, J. Th. (2006). "О зависимости от металличности ветров от красных сверхгигантов и звезд Асимптотической ветви гигантов". Звездная эволюция при низкой металличности: потеря массы . 353 : 211–224. arXiv : astro-ph / 0512326 . Bibcode : 2006ASPC..353..211V .
  11. ^ Siess, L. (2006). «Эволюция массивных звезд AGB» . Астрономия и астрофизика . 448 (2): 717–729. Бибкод : 2006A & A ... 448..717S . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20053043 .
  12. ^ Poelarends, AJT; Herwig, F .; Langer, N .; Хегер, А. (2008). "Канал сверхновых звезд Super-AGB". Астрофизический журнал . 675 (1): 614–625. arXiv : 0705.4643 . Bibcode : 2008ApJ ... 675..614P . DOI : 10.1086 / 520872 . S2CID 18334243 . 
  13. ^ a b c Левеск, Эмили М .; Мэсси, Филипп; Olsen, KAG; Плез, Бертран; Джосселин, Эрик; Мэдер, Андре; Мейне, Жорж (2005). «Шкала эффективных температур галактических красных сверхгигантов: круто, но не так круто, как мы думали». Астрофизический журнал . 628 (2): 973–985. arXiv : astro-ph / 0504337 . Bibcode : 2005ApJ ... 628..973L . DOI : 10.1086 / 430901 . S2CID 15109583 . 
  14. ^ Грей, RO; Грэм, П. В.; Хойт, SR (2001). "Физические основы классификации светимости звезд поздних A-, F- и ранних G-типов. II. Основные параметры звезд программы и роль микротурбулентности" . Астрономический журнал . 121 (4): 2159. Bibcode : 2001AJ .... 121.2159G . DOI : 10.1086 / 319957 .
  15. ^ Кларк, JS; Najarro, F .; Negueruela, I .; Ричи, BW; Урбанежа, Массачусетс; Ховарт, ИД (2012). «О природе галактических гипергигантов класса B». Астрономия и астрофизика . 541 : A145. arXiv : 1202.3991 . Бибкод : 2012A & A ... 541A.145C . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201117472 . S2CID 11978733 . 
  16. ^ а б Соуэлл, младший; Триппе, М .; Кабальеро-Ньевес, С.М. Хоук, Н. (2007). «Диаграммы HR на основе звезд высокой четкости из Спектрального каталога Мичигана и каталога Hipparcos» . Астрономический журнал . 134 (3): 1089. Bibcode : 2007AJ .... 134.1089S . DOI : 10.1086 / 520060 .
  17. ^ Мэсси, Филипп; Ольсен, КАГ (2003). «Эволюция массивных звезд. I. Красные сверхгиганты в Магеллановых облаках». Астрономический журнал . 126 (6): 2867–2886. arXiv : astro-ph / 0309272 . Bibcode : 2003AJ .... 126.2867M . DOI : 10.1086 / 379558 . S2CID 119476272 . 
  18. ^ Сота, А .; Maíz Apellániz, J .; Walborn, NR; Альфаро, EJ; Barbá, RH; Моррелл, штат Нью-Йорк; Gamen, RC; Ариас, JI (2011). "Спектроскопический обзор галактических O-звезд. I. Система классификации и яркие северные звезды в сине-фиолетовой области на R ~ 2500". Приложение к астрофизическому журналу . 193 (2): 24. arXiv : 1101.4002 . Bibcode : 2011ApJS..193 ... 24S . DOI : 10.1088 / 0067-0049 / 193/2/24 . S2CID 119248206 . 
  19. ^ Lançon, A .; Hauschildt, PH; Ladjal, D .; Мухсин, М. (2007). «Спектры красных сверхгигантов и гигантов в ближнем ИК-диапазоне». Астрономия и астрофизика . 468 : 205–220. arXiv : 0704.2120 . Бибкод : 2007A & A ... 468..205L . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065824 . S2CID 18017258 . 
  20. ^ Гарсиа-Эрнандес, DA; García-Lario, P .; Plez, B .; Manchado, A .; d'Antona, F .; Lub, J .; Хабинг, Х. (2007). «Содержание лития и циркония в массивных галактических AGB-звездах с высоким содержанием кислорода». Астрономия и астрофизика . 462 (2): 711. arXiv : astro-ph / 0609106 . Бибкод : 2007A & A ... 462..711G . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20065785 . S2CID 16016698 . 
  21. ^ Смарт, SJ; Леннон, диджей; Кудрицки, Р.П .; Rosales, F .; Райанс, RSI; Райт, Н. (2002). «Эволюционный статус Sher 25 - значение для голубых сверхгигантов и прародителя SN 1987A». Астрономия и астрофизика . 391 (3): 979. arXiv : astro-ph / 0205242 . Bibcode : 2002A&A ... 391..979S . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 20020829 . S2CID 14933392 . 
  22. ^ Георгий, C .; Saio, H .; Мейнет, Г. (2013). «Загадка обилия CNO переменных α Лебедя решена с помощью критерия Леду». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества: письма . 439 : L6 – L10. arXiv : 1311.4744 . Bibcode : 2014MNRAS.439L ... 6G . DOI : 10.1093 / mnrasl / slt165 . S2CID 118557550 . 
  23. ^ Ричмонд, Майкл. «Звездная эволюция на главной последовательности» . Проверено 24 августа 2006 .
  24. ↑ 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 . Bibcode : 2013EAS .... 60 ... 31E . DOI : 10.1051 / EAS / 1360003 . S2CID 118407907 . 
  25. ^ Groh, Хосе Х .; Жорж Мейне; Кирилл Георгий; Сильвия Экстром (2013). «Фундаментальные свойства сверхновых звезд с коллапсом ядра и предшественников гамма-всплесков: прогнозирование внешнего вида массивных звезд перед смертью». Астрономия и астрофизика . 558 : A131. arXiv : 1308,4681 . Bibcode : 2013A&A ... 558A.131G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201321906 . S2CID 84177572 . 
  26. ^ Лайман, JD; Bersier, D .; Джеймс, Пенсильвания (2013). "Болометрические поправки к оптическим кривым блеска сверхновых с коллапсом ядра". Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 437 (4): 3848. arXiv : 1311.1946 . Bibcode : 2014MNRAS.437.3848L . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt2187 . S2CID 56226661 . 
  27. ^ Ван Дайк, SD; Li, W .; Филиппенко, А.В. (2003). «Поиск предшественников сверхновых с коллапсом ядра на изображениях космического телескопа Хаббла». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 115 (803): 1. arXiv : astro-ph / 0210347 . Bibcode : 2003PASP..115 .... 1V . DOI : 10.1086 / 345748 . S2CID 15364753 . 

Внешние ссылки [ править ]

  • Темпести, Пьеро, изд. (1979). Enciclopedia dell'Astronomia . Курчо.
  • http://alobel.freeshell.org/rcas.html
  • http://www.solstation.com/x-objects/rho-cas.htm