Яркие гиганты и Сверхгиганты

Яркие гиганты – это звезды, которые немного крупнее и ярче обычных гигантов, но не такие яркие, как сверхгиганты. Примеры этого класса светимости включают:

• Яркие гиганты O-типа: Минтака, 63 Змееносца, Тау Большого Пса
• Яркие гиганты B-типа: Адара, Мулифейн, HD 33203
• Яркие гиганты типа А: Канопус, N Киля, Омикрон Скорпиона
• Яркие гиганты F-типа: Саргас, Турайс, Альбальда
• Яркие гиганты G-типа: Дельта Южного Трекгольника, V723 Единорога, V415 Киля
• Яркие гиганты K-типа: Алмах, Дабих, Хассале, Саклатени
• Яркие гиганты М-типа: CQ Жирафа, Дельта Стрельца, Дельта ² Лиры

Сверхгиганты

Сверхгиганты являются наиболее яркими звездами различных спектральных классов. Они имеют абсолютные величины от -3 до -8. Их температуры варьируются от 3 200 ºС для холодных красных сверхгигантов до более чем 20 000 ºС для голубых сверхгигантов. Сверхгиганты содержат больше тяжелых элементов в своих спектрах, чем звезды главной последовательности, и крупнее гигантов того же спектрального типа. Красные сверхгиганты M-типа – более старые и развитые звезды, в то время как сверхгигантам O и B-типа всего несколько миллионов лет, и они быстро эволюционировали из-за своих больших масс.

Система классификации Моргана-Кинана проводит различие между четырьмя классами светимости сверхгигантов:

• менее яркие сверхгиганты (Ib)
• сверхгиганты средней светимости (Iab)
• яркие сверхгиганты (Ia)
• гипергиганты (0 или Ia⁺)

Сверхгиганты – это не просто класс светимости, но также представляют собой эволюционный этап в жизни звезд с массами более 8-10 масс Солнца. Когда они исчерпывают водород в своих ядрах, эти звезды быстро начинают выделять гелий. После того, как они исчерпали гелий, они продолжают сплавлять более тяжелые элементы, пока у них не образуется железное ядро. Когда это происходит, ядро быстро разрушается, вызывая вспышку сверхновой типа II.

Звезды не обязательно должны быть эволюционными сверхгигантами, чтобы быть классифицированными как сверхгиганты. Эволюционировавшим звездам со спектральными характеристиками и яркостью, подобными таковым у сверхгигантов, может быть присвоен класс сверхгигантской светимости. В основном это красные гиганты на ветви асимптотических гигантов (AGB) и звезды после AGB. Например, переменная звезда RV Тельца после AGB классифицируется как яркий сверхгигант (G2eIa-M2Ia), хотя ее масса составляет всего 53% массы Солнца.

Вот несколько примеров сверхгигантов разных спектральных классов:

• Сверхгиганты O-типа: Альнитак, Наос, Альфа Жирафа
• Сверхгиганты B-типа: Ригель, Альнилам, Сайф, Алудра
• Сверхгиганты A-типа: Денеб, Аспидиске, Эта Льва
• Сверхгиганты F-типа: Мирфак, Везен, Поларис, Садр, Арнеб
• Сверхгиганты G-типа: Мю Персей, Садалсууд, Садалмелик, Мебсута
• Сверхгиганты K-типа: Сухайль, BG Близнецов, Дзета Цефей
• Сверхгиганты M-типа: Бетельгейзе, Антарес, Мю Цефея

Сверхгиганты встречаются во всех основных спектральных классах, но большинство из них относятся к спектральному типу B. Сверхгигантов B-типа больше, чем сверхгигантов всех других спектральных типов вместе взятых.

Температура сверхгигантов, как правило, не ниже среднего M-класса – около 3 150 ºС. Звезды, более холодные, чем эти, были бы крайне нестабильны. Однако существуют исключения. Яркий красный сверхгигант VX Стрельца имеет температуру 2 600 ºС при минимуме и 3 000-3 1500 ºС в максимуме. Она классифицируется как пульсирующая переменная и имеет необычайно высокий диапазон звездных величин.

Как и гигантские звезды, сверхгиганты могут быть обозначены по их цвету, а не по их спектральному классу.

Голубые сверхгиганты

Голубые сверхгиганты – это горячие, яркие звезды спектральных типов O и B. Их иногда также называют сверхгигантами OB. Они имеют температуру поверхности от 10 000 до 50 000 ºС и по крайней мере в 10 000 раз ярче Солнца. Например, сверхгиганты типа O Альнитак и Наос в 250 000 и 813 000 ярче нашей звезды, в то время как их аналоги типа Альнилам B и Ригель имеют яркость в 537 000 и 120 000 раз превышающую солнечную. Самые яркие голубые сверхгиганты могут быть в миллион раз ярче Солнца.

Голубые сверхгиганты развиваются из звезд с начальной массой около 10-300 масс Солнца. Поскольку они исключительно массивны, эти звезды проводят на главной последовательности всего несколько миллионов лет. Когда они становятся сверхгигантами, они, как правило, нестабильны, испытывая высокую степень потери массы. Некоторые из этих звезд становятся яркими голубыми переменными (LBV) и испытывают эпизодами исключительно высокую потерю массы. Голубые сверхгиганты с меньшими массами продолжают увеличиваться в размерах, пока не эволюционируют в красные сверхгиганты. По мере роста они некоторое время остаются желтыми сверхгигантами.

Желтые сверхгиганты

Желтые сверхгиганты – это сверхгигантские звезды спектрального типа F или G, с температурой поверхности примерно от 4 000 ºС до 7000 ºС. Некоторые звезды позднего A или раннего K-типа также могут быть желтыми сверхгигантами. Это редкие звезды, и их можно найти на разных стадиях эволюции.

Желтые сверхгиганты намного больше Солнца. Их радиусы в диапазоне от 30 до нескольких сотен солнечных. Обычно они по меньшей мере в 1000 раз ярче Солнца. Наиболее яркие желтые сверхгиганты могут превышать 100 000 светимостей Солнца.

Хотя эти звезды довольно большие, они не обязательно очень массивные. Они могут быть менее массивными, чем Солнце, или у них может быть более 20 солнечных масс. Желтые сверхгиганты малой массы имеют очень низкую поверхностную гравитацию.

Спектральные стандарты для класса желтых сверхгигантов включают Арнеб, Мирфак, Везен, Мю Персея, Садалмелик и Мебсута.

Многие желтые сверхгиганты являются переменными звездами, в первую очередь переменными цефеидами. Эти звезды пульсируют радиально, и их диаметр и температура меняются в зависимости от пульсаций. Поскольку существует прямая зависимость между периодом их пульсации и светимостью, цефеиды используются в качестве стандартных свечей для определения галактических и внегалактических расстояний. Звезды, классифицируемые как классические Цефеиды, включают Полярную звезду (F7Ib), Эту Орла (F6 Iab), Мекбуду (от F7Ib до G3Ib), RT Возничего (F8Ib) и Дельту Цефея (F5Ib-G1Ib) – прототип для этого класса.

Белые сверхгиганты

Белые сверхгиганты – редкий класс звезд-сверхгигантов спектрального типа от A до раннего F. Самым ярким примером этого класса является Денеб (Альфа Лебедя) – сверхгигант спектрального типа A2 Iae. Масса звезды в 19 раз больше массы Солнца, а радиус в 203 раза больше солнечного. При эффективной температуре 8 250 ºС, она примерно в 196 000 раз ярче Солнца. Она имеет видимую звездную величину 1,25 с приблизительного расстояния в 2615 световых лет. Это, безусловно, самая удаленная звезда первой величины. К другим ярким примерам этого класса относятся Эта Льва (A0 Ib), Аспидиске (Йота Киля, A9 Ib) и Омикрон Центавра (A2 Iae).

Оранжевые сверхгиганты

Некоторые ранние или более горячие сверхгиганты класса K иногда называют оранжевыми сверхгигантами. Эти звезды очень редки по сравнению со сверхгигантами М-типа, потому что они находятся на очень короткой переходной стадии. К этому классу относятся Дзета Цефея (K1,5 Ib), Сухайль (Лямбда-велорум, K4 Ib) и BG Близнецов (K0I).

Красные сверхгиганты

Красные сверхгиганты – это сверхгигантские звезды спектральных типов K и M. Они развиваются из звезд главной последовательности с массами в 8-30 раз превышающими массу Солнца. Из-за их большой массы, им обычно не более 25 миллионов лет. Наиболее известными красными сверхгигантами на небе являются два самых ярких: Бетельгейзе в созвездии Ориона и Антарес в созвездии Скорпиона.

Самые крупные известные звезды – Стивенсон 2-18, UY Щита и VY Большого Пса, среди прочих – принадлежат к этой группе. Это самые крупные звезды-сверхгиганты. Температура их поверхности ниже 3 700 ºС и они обычно в несколько сотен раз больше Солнца. Несмотря на то, что они являются самыми крупными звездами с точки зрения объема, они не самые массивные. Их массы обычно находятся в диапазоне примерно от 10 до 40 масс Солнца.

Красные сверхгиганты подвергаются большой потере массы из-за мощных звездных ветров. Утраченный материал образует видимые туманности вокруг звезд. К тому времени, когда они достигают конца своего жизненного цикла, красные сверхгиганты теряют значительную часть своей первоначальной массы. К моменту коллапса их ядер масса звезд обычно в 10 раз превышает массу Солнца.

Несмотря на то, что они намного холоднее Солнца, сам размер этих звезд делает их в десятки или сотни тысяч раз более яркими, чем наша звезда. Теоретический верхний предел радиуса красного сверхгиганта установлен примерно в 1500 солнечных радиусов. Считается, что звезды выше этого предела слишком нестабильны. Однако расчетные радиусы крупнейших известных звезд превышают это значение. Сообщается, что UY Щита имеет радиус в 1708 раз превышающий радиус Солнца и Стивенсон 2-18 около 2150 солнечных радиусов. Эти значения могут быть завышены, поскольку они превышают теоретический предел.