Надгігант

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Надгіганти на діаграмі Герцшпрунга—Рассела).
Діаграма Герцшпрунга—Рассела

Надгіганти — одні з найбільш масивних зірок. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела розташовані у верхній частині. У Йеркській класифікації надгігантів відповідають класи Ia (яскраві надгіганти) і Ib (менш яскраві надгіганти). Зазвичай повна (болометрична) абсолютна зоряна величина надгіганта знаходиться між (- 5) і (-12) і температурою поверхні від 3500 до 20 000 К. Особливо яскраві надгіганти часто класифікуються як гіпергіганти.

Характеристика надгігантів[ред.ред. код]

Маси надгігантів варіюються від 10 до 70 мас Сонця, світності — від 30 000 аж до сотень тисяч сонячних. Радіуси можуть сильно відрізнятися — від 30 до 500, а іноді і перевищують 1000 сонячних радіусів (R ☉), тоді їх ще можна називати гіпергігантом. Вони достатньо масивні, щоб почати спалювання ядер гелію перед тим як ядро зірки почне вироджуватись Вони продовжують послідовно спалити більш важкі елементи, зазвичай проходячи весь шлях до заліза. Також через їх високі маси їм судилося вибухнути як наднові. Із закону Стефана — Больцмана випливає, що відносно холодні поверхні червоних надгігантів виділяють набагато менше енергії з одиниці площі, ніж гарячі блакитні надгіганти. Тому при однаковій світності червоний надгігант завжди буде мати більший розмір, ніж блакитний. Надгіганти класифікуються на основі їх спектрів. Надгіганти зустрічаються в кожному спектрального класу від молодих блакитних зірок О-класу до червоних надгігантів М-класу.

Еволюція[ред.ред. код]

Через величезні маси вони мають коротку для зірок тривалість життя — від 30 до кількох сотень мільйонів років. В основному спостерігаються в областях активного зореутворення — розсіяних зоряних скупченнях, рукавах спіральних галактик і в неправильних галактиках. Рідше зустрічаються в галактичних балджах. Дуже рідко зустрічаються в ядрах спіральних галактик, кульових скупченнях і в еліптичних галактиках. Надгіганти розвиватися, коли масивні зірки головної послідовності вичерпали всі запаси водню в їх ядрах. Потім вони починають розширюватися, як і зірки з меншими масами, але на відміну від них, майбутні надгиганти починають спалювати гелій в ядрі практично відразу. Це означає, що вони не збільшують свою світність так різко, як менш важкі зірки і таким чином вони просуваються майже горизонтально по діаграмі ГР стаючи червоними надгігантами. Також на відміну від зірок з більш низькими масами, червоні надгіганти досить масивні, щоб спалювати елементи важче гелію, коли їх гелій закінчується. Крім того, вони не можуть втратити досить маси, щоб трансформуватися у білого карлика, і таким чином залишають після себе нейтронні зірки або чорні діри, як правило, після того, як вибухнуть, як наднова. Зірки більш масивні, ніж про 40M ☉ не можуть перетворитися на червоного надгіганта. З-за того, що вони горять дуже швидко і втрачають свої зовнішні шари занадто швидко, вони перетворюються на синього надгіганта, або, можливо жовтого гіпергіганта, а потім повертаються, щоб стати більш гарячими зірками. Найбільш масивні зірки, масою більше ніж 100M ☉, навряд чи відходять взагалі від їх положенні як зірок O-класу головної послідовності. Очікується, що вони вибухають як наднові, але поки не ясно, як далеко вони розвиваються перш ніж це відбудеться.

Добре відомі приклади[ред.ред. код]

Надгіганти рідкісні і короткоживучі зірки, але їх висока світність означає, що є багато з них можна бачити неозброєним оком, у тому числі деякі з найяскравіших зірок на небі. Рігель є найяскравішою зіркою в сузір'ї Оріона і є типовий синьо-білим надгігантом, Денеб є найяскравішою зіркою в сузір'ї Лебедя і є білим надгігантом, Дельта Цефея є знаменитим прототипом змінної цефеїди і є жовтим надгігантом, в той час як Бетельгейзе і Антарес червоні надгіганти. μ Цефея є однією з самих червоних зірок, видимих неозброєним оком і однією з найбільших в галактиці. Ро Кассіопеї є жовтим гіпергігантом, і, можливо, найяскравішою зіркою яку можна бачити неозброєним оком.

Див. також[ред.ред. код]

Посилання[ред.ред. код]