Supergiant - Supergiant
Supergiants patří mezi nejhmotnější a nejzářivější hvězdy . Supergiantní hvězdy zabírají horní oblast Hertzsprung -Russellova diagramu s absolutními vizuálními magnitudami mezi asi −3 a −8. Teplotní rozsah supergiantních hvězd se pohybuje od asi 3 400 K do více než 20 000 K.
Definice
Titulní superobr, aplikovaný na hvězdu, nemá jedinou konkrétní definici. Termín obří hvězda poprvé vytvořil Hertzsprung, když vyšlo najevo, že většina hvězd spadala do dvou odlišných oblastí Hertzsprung -Russellova diagramu . Jedna oblast obsahovala větší a zářivější hvězdy spektrálních typů A až M a dostala jméno obr . Následně, když neměla žádnou měřitelnou paralaxu, se ukázalo, že některé z těchto hvězd byly významně větší a světelný než hlavní část, a termín supergiant vznikl rychle přijat jako supergiant .
Spektrální třída svítivosti
Supergiantní hvězdy lze identifikovat na základě jejich spekter, s výraznými čarami citlivými na vysokou svítivost a nízkou povrchovou gravitaci . V roce 1897 rozdělila Antonia C. Maury hvězdy na základě šířek jejich spektrálních čar, přičemž její třída „c“ identifikovala hvězdy s nejužšími čarami. Ačkoli to v té době nebylo známo, jednalo se o nejzářivější hvězdy. V roce 1943 Morgan a Keenan formalizovali definici tříd spektrální svítivosti, přičemž třída I se vztahuje na supergiantní hvězdy. Stejný systém tříd svítivosti MK se používá dodnes, s upřesněním založeným na zvýšeném rozlišení moderních spekter. Supergiants se vyskytují v každé spektrální třídě od mladé modré třídy O supergiants na vysoce vyvinuté červené M třídy supergiants. Protože jsou zvětšeny ve srovnání s hlavní sekvencí a obřími hvězdami stejného spektrálního typu, mají nižší povrchovou gravitaci a v jejich liniových profilech lze pozorovat změny. Supergiants jsou také vyvinuté hvězdy s vyšší úrovní těžkých prvků než hvězdy hlavní sekvence. To je základem soustavy světelnosti MK, která přiřazuje hvězdy do tříd svítivosti čistě z pozorování jejich spekter.
Kromě změn čar v důsledku nízké povrchové gravitace a produktů fúze mají nejzářivější hvězdy vysokou hmotnostní ztrátu a výsledné mraky vyloučených okolních materiálů, které mohou produkovat emisní čáry , profily P Cygni nebo zakázané čáry . Systém MK přiřadí hvězdy třídám svítivosti: Ib pro superobry; Ia pro světelné superobry; a 0 (nula) nebo Ia + pro hyperobry. Ve skutečnosti existuje mnohem více kontinua než dobře definovaných pásem pro tyto klasifikace a klasifikace, jako je Iab, se používají pro střední obrysy svítivosti. Supergiantní spektra jsou často anotována pro označení spektrálních zvláštností , například B2 Iae nebo F5 Ipec .
Evoluční superobři
Supergiants lze také definovat jako specifickou fázi v evoluční historii určitých hvězd. Hvězdy s počáteční hmotností vyšší než 8–10 M ☉ rychle a plynule zahájí fúzi jádra hélia poté, co vyčerpají svůj vodík, a pokračují ve sloučení těžších prvků po vyčerpání hélia, dokud se nevytvoří železné jádro, v němž se jádro zhroutí a vytvoří typ II supernova . Jakmile tyto hmotné hvězdy opustí hlavní sekvenci, jejich atmosféra se nafoukne a jsou popsány jako superobři. Hvězdy zpočátku pod 10 M ☉ nikdy nevytvoří železné jádro a z evolučního hlediska se nestanou superobry, přestože mohou dosáhnout svítivosti tisíckrát slunečních. Po vyčerpání hélia nemohou sloučit uhlík a těžší prvky, takže nakonec jen ztratí své vnější vrstvy a zanechají jádro bílého trpaslíka . Fáze, ve které mají tyto hvězdy skořápky spalující vodík i helium, se označuje jako asymptotická obří větev (AGB), protože hvězdy se postupně stávají stále více svítivými hvězdami třídy M. Hvězdy 8-10 M ☉ mohou na AGB spojit dostatečné množství uhlíku za vzniku kyslíkovo-neonového jádra a supernovy zachycující elektrony , ale astrofyzici je kategorizují spíše jako hvězdy super-AGB než jako superobry.
Kategorizace vyvinutých hvězd
Existuje několik kategorií vyvinutých hvězd, které nejsou z evolučního hlediska superobry, ale mohou vykazovat supergiantní spektrální rysy nebo mají svítivosti srovnatelné se superobry.
Hvězdy asymptotické obří větve (AGB) a post-AGB jsou vysoce vyvinutými červenými obry s nižší hmotností se svítivostí, která může být srovnatelná s masivnějšími červenými superobry, ale vzhledem k jejich nízké hmotnosti se nacházejí v jiné fázi vývoje (helium shell) pálení), a jejich životy končit jiným způsobem ( planetární mlhoviny a bílého trpaslíka spíše než supernovy), astrofyziků přednost tomu, aby jim oddělit. Dělící čára se rozmazává kolem 7–10 M ☉ (nebo až 12 M ☉ v některých modelech), kde hvězdy začínají podléhat omezené fúzi prvků těžších než helium. Specialisté studující tyto hvězdy je často označují jako super AGB hvězdy, protože mají mnoho společných vlastností s AGB, jako je například tepelný puls. Jiní je popisují jako superobry s nízkou hmotností, protože začínají spalovat prvky těžší než helium a mohou explodovat jako supernovy. Mnoho hvězd po AGB dostává spektrální typy se supergiantními třídami svítivosti. Například RV Tauri má třídu svítivosti Ia ( jasný supergiant ), přestože je méně hmotný než slunce. Některé hvězdy AGB také dostávají superobrovskou třídu svítivosti, zejména proměnné W Virginis, jako je samotná W Virginis, hvězdy, které provádějí modrou smyčku spuštěnou tepelným pulzováním . Velmi malý počet proměnných Mira a dalších pozdních hvězd AGB má supergiantní třídy svítivosti, například α Herculis .
Klasické proměnné Cepheid mají typicky supergiantní třídy svítivosti, i když ve vývoji železného jádra ve skutečnosti pokračují pouze ty nejsvětelnější a nejhmotnější. Většina z nich jsou středně hmotné hvězdy, které ve svých jádrech spojují hélium a nakonec přejdou na asymptotickou obří větev. δ Cephei sám je příkladem se svítivostí 2 000 L ☉ a hmotností 4,5 M ☉ .
Hvězdy Wolf-Rayet jsou také vysoce hmotné světelně vyvinuté hvězdy, teplejší než většina supergiantů a menší, vizuálně méně jasné, ale často díky svým vysokým teplotám svítivější. Mají spektra ovládaná héliem a dalšími těžšími prvky, obvykle vykazujícími malý nebo žádný vodík, což je klíč k jejich povaze, protože hvězdy se vyvíjely ještě více než supergianti. Stejně jako se hvězdy AGB vyskytují v téměř stejné oblasti HR diagramu jako červené superobry, mohou se Wolf-Rayetovy hvězdy vyskytovat ve stejné oblasti HR diagramu jako nejžhavější modré superobry a hvězdy hlavní posloupnosti.
Nejhmotnější a nejzářivější hvězdy hlavní sekvence jsou téměř nerozeznatelné od superobrů, ve které se rychle vyvíjejí. Mají téměř identické teploty a velmi podobné svítivosti a pouze ty nejpodrobnější analýzy dokážou rozlišit spektrální rysy, které ukazují, že se vyvinuly z úzké rané hlavní sekvence typu O do blízké oblasti raných supergiantů typu O. Tito raní superobři typu O sdílejí mnoho vlastností s hvězdami WNLh Wolf-Rayet a jsou někdy označováni jako lomítko , meziprodukty mezi těmito dvěma typy.
Hvězdy světelných modrých proměnných (LBV) se vyskytují ve stejné oblasti HR diagramu jako modré superobry, ale jsou obecně klasifikovány samostatně. Jsou to vyvinuté, rozšířené, hmotné a zářící hvězdy, často hyperobři, ale mají velmi specifickou spektrální variabilitu, která se vymyká přiřazení standardního spektrálního typu. LBV pozorované pouze v určitém čase nebo po určitou dobu, kdy jsou stabilní, mohou být díky své svítivosti jednoduše označeny jako horké supergiants nebo jako kandidátské LBV.
Hyperobři jsou často považováni za odlišnou kategorii hvězd od superobrů, i když ve všech důležitých ohledech jsou jen zářivější kategorií superobrů. Jsou to vyvinuté, expandované, hmotné a zářivé hvězdy jako superobři, ale v tom nejhmotnějším a nejsvětlejším extrému, a se zvláštními dalšími vlastnostmi, které podléhají vysokému úbytku hmotnosti kvůli jejich extrémním světelnostem a nestabilitě. Hypergrianové vlastnosti obecně vykazují pouze vyvinutější superobři, protože jejich nestabilita se zvyšuje po vysokých ztrátách hmotnosti a určitém zvýšení svítivosti.
Některé B [e] hvězdy jsou superobři, ačkoli jiné B [e] hvězdy zjevně nejsou. Někteří badatelé rozlišují objekty B [e] jako oddělené od superobrů, zatímco vědci dávají přednost definování masivně vyvinutých B [e] hvězd jako podskupiny superobrů. Ta druhá se stala běžnější s pochopením, že fenomén B [e] vzniká odděleně v řadě odlišných typů hvězd, včetně některých, které jsou zjevně jen fází života superobrů.
Vlastnosti
Supergianti mají hmotnosti od 8 do 12krát vyšší než Slunce ( M ☉ ) výše a svítivosti od přibližně 1 000 do více než milionkrát vyšší než Slunce ( L ☉ ). Poloměr se velmi liší , obvykle od 30 do 500, nebo dokonce přesahuje 1 000 slunečních poloměrů ( R ☉ ). Jsou dostatečně masivní na to, aby začaly jádro helia jemně hořet, než se jádro zdegeneruje, bez záblesku a bez silných bagrů, které zažívají hvězdy s nižší hmotností. Postupně zapalují těžší prvky, obvykle až po železo. Také kvůli své velké hmotnosti jsou určeny k výbuchu jako supernovy .
Tyto Stefan-Boltzmann právo diktuje, že relativně chladné povrchy červených supergiants vyzařují mnohem méně energie na jednotku plochy, než ty z modrých supergiants ; tedy pro danou svítivost jsou červené superobři větší než jejich modré protějšky. Radiační tlak omezuje největší chladné superobry na přibližně 1 500 R ☉ a nejhmotnější horké superobry na zhruba milion L ☉ ( M bol kolem −10). Hvězdy blízko těchto hranic a příležitostně i za nimi se stávají nestabilní, pulzují a dochází k rychlé ztrátě hmoty.
Povrchová gravitace
Třída supergiantní svítivosti je přiřazena na základě spektrálních rysů, které jsou do značné míry měřítkem povrchové gravitace, ačkoli takové hvězdy jsou také ovlivněny jinými vlastnostmi, jako je mikroturbulence . Supergianti mají typicky povrchovou gravitaci kolem log (g) 2,0 cgs a nižší, přestože jasní obři (třída svítivosti II) mají statisticky velmi podobnou povrchovou gravitaci jako normální superobři Ib. Chladní světelní superobři mají nižší povrchovou gravitaci, přičemž nejsvítivější (a nestabilní) hvězdy mají log (g) kolem nuly. Žhavější superobři, dokonce i ti nejsvětelnější, mají díky vyšší hmotnosti a menším poloměrům povrchovou gravitaci kolem jednoho.
Teplota
Ve všech hlavních spektrálních třídách existují supergiantní hvězdy a v celém rozsahu teplot od hvězd střední třídy M kolem 3 400 K až po nejžhavější hvězdy třídy O přes 40 000 K. Supergianti obecně nejsou chladnější než střední třídy M. To se teoreticky očekává, protože by byly katastroficky nestabilní; mezi extrémními hvězdami, jako je VX Sagittarii, však existují potenciální výjimky .
Ačkoli supergianti existují v každé třídě od O do M, většina je spektrálního typu B, více než u všech ostatních spektrálních tříd dohromady. Mnohem menší seskupení tvoří superobři typu G s velmi nízkou svítivostí, mezihmotné hvězdy spalující ve svých jádrech helium, než dosáhnou asymptotické obří větve . Zřetelné seskupení je tvořeno velkoobjemovými obry s vysokou svítivostí na počátku B (B0-2) a velmi pozdě O (O9,5), běžnější dokonce než hvězdy hlavní sekvence těchto spektrálních typů.
Relativní počty modrých, žlutých a červených superobrů jsou indikátorem rychlosti hvězdné evoluce a slouží jako účinný test modelů evoluce hmotných hvězd.
Zářivost
Supergianti leží víceméně na horizontálním pásu zabírajícím celou horní část HR diagramu, ale existují různé variace na různých spektrálních typech. Tyto variace jsou částečně způsobeny různými metodami přiřazování tříd svítivosti u různých spektrálních typů a částečně skutečnými fyzickými rozdíly ve hvězdách.
Bolometrická svítivost hvězdy odráží její celkový výkon elektromagnetického záření na všech vlnových délkách. U velmi horkých a velmi chladných hvězd je bolometrická svítivost dramaticky vyšší než zraková svítivost, někdy několik velikostí nebo faktor pět nebo více. Tato bolometrická korekce je přibližně jedna velikost pro hvězdy střední B, pozdní K a rané M a zvyšuje se na tři magnitudy (faktor 15) pro hvězdy O a střední M.
Všichni superobři jsou větší a zářivější než hvězdy hlavní sekvence stejné teploty. To znamená, že horcí superobři leží na relativně úzkém pásmu nad jasnými hvězdami hlavní sekvence. Hvězda hlavní sekvence B0 má absolutní velikost asi -5, což znamená, že všechny superobři B0 jsou výrazně jasnější než absolutní velikost -5. Bolometrické svítivosti i těch nejslabších modrých superobrů jsou desítky tisíckrát vyšší než Slunce ( L ☉ ). Nejjasnější mohou mít více než milion L ☉ a jsou často nestabilní, jako jsou proměnné α Cygni a světelné modré proměnné .
Nejžhavější superobři s časnými spektrálními typy O se vyskytují v extrémně úzkém rozsahu svítivosti nad vysoce svítivou ranou hlavní sekvencí O a obřími hvězdami. Nejsou klasifikovány samostatně na normální (Ib) a světelné (Ia) superobry, i když běžně mají jiné modifikátory spektrálního typu, jako je „f“ pro emise dusíku a helia (např. O2 If pro HD 93129A ).
Žlutí superobři mohou být podstatně slabší než absolutní magnituda −5, s některými příklady kolem −2 (např. 14 Persei ). Při bolometrických korekcích kolem nuly mohou být jen několik stokrát vyšší než svítivost Slunce. Nejsou to však hmotné hvězdy; místo toho jsou to hvězdy střední hmotnosti, které mají obzvláště nízkou povrchovou gravitaci, často kvůli nestabilitě, jako jsou pulzace cefeidy . Tyto středně hmotné hvězdy jsou klasifikovány jako superobry během relativně dlouhotrvající fáze jejich vývoje, což je příčinou velkého počtu žlutých supergiantů s nízkou svítivostí. Nejsvítivější žluté hvězdy, žluté hyperobry , patří mezi vizuálně nejjasnější hvězdy s absolutními magnitudami kolem −9, i když stále méně než milion L ☉ .
Svítivost červených superobrů existuje kolem půl milionu L ☉ . Hvězdy, které by byly jasnější, vrhají své vnější vrstvy tak rychle, že po opuštění hlavní sekvence zůstávají horkými superobry. Většina červených supergiantů byla 10-15 M ☉ hvězd hlavní sekvence a nyní mají svítivosti pod 100 000 L ☉ a existuje jen velmi málo jasných supergiantních (Ia) hvězd třídy M. Nejméně zářícími hvězdami klasifikovanými jako červené superobry jsou některé z nejjasnějších hvězd AGB a post-AGB, vysoce expandované a nestabilní hvězdy s nízkou hmotností, jako jsou proměnné RV Tauri . Většina hvězd AGB má obří nebo jasně obří třídy svítivosti, ale zvláště nestabilním hvězdám, jako jsou proměnné W Virginis, může být přidělena supergiantní klasifikace (např. Samotná W Virginis ). Nejslabší rudí superobři se pohybují kolem absolutní velikosti −3.
Variabilita
Zatímco většina supergiantů, jako jsou proměnné Alpha Cygni , semiregulární proměnné a nepravidelné proměnné, vykazuje určitý stupeň fotometrické variability, určité typy proměnných mezi superobry jsou dobře definovány. Nestabilita pás prochází oblast supergiants, a zejména mnoho žluté supergiants jsou klasické Cepheid proměnné . Stejná oblast nestability zahrnuje i ještě zářivější žluté hyperobry , extrémně vzácnou a krátkodobou třídu světelných supergiantů. Mnoho proměnných R Coronae Borealis , i když ne všechny, jsou žluté superobry , ale tato variabilita je dána spíše jejich neobvyklým chemickým složením než fyzickou nestabilitou.
Další typy proměnných hvězd, jako jsou proměnné RV Tauri a proměnné PV Telescopii, jsou často popisovány jako superobři. Hvězdám RV Tau jsou často přiřazovány spektrální typy se superobrovskou třídou svítivosti kvůli jejich nízké povrchové gravitaci a patří mezi nejsvítivější z hvězd AGB a post-AGB a mají hmoty podobné slunci; podobně i vzácnější PV Tel proměnné jsou často klasifikovány jako supergiants, ale mají nižší svítivosti než supergiants a zvláštní B [e] spektra extrémně nedostatečná ve vodíku. Možná jsou to také objekty po AGB nebo „znovuzrozené“ hvězdy AGB.
LBV jsou variabilní s více polopravidelnými periodami a méně předvídatelnými erupcemi a obrovskými výbuchy. Obvykle jsou to superobři nebo hyperobři, příležitostně s Wolf-Rayetovým spektrem-extrémně zářivé, hmotné, vyvinuté hvězdy s rozšířenými vnějšími vrstvami, ale jsou tak výrazné a neobvyklé, že jsou často považovány za samostatnou kategorii, aniž by byly označovány jako superobři nebo dány supergiantní spektrální typ. Jejich spektrální typ bude často uváděn stejně jako „LBV“, protože mají zvláštní a velmi variabilní spektrální vlastnosti, přičemž teploty se pohybují od asi 8 000 K při výbuchu až po 20 000 K nebo více, když jsou „v klidu“.
Chemické nadbytky
Hojnost různých prvků na povrchu superobrů se liší od méně svítivých hvězd. Supergiants jsou vyvinuté hvězdy a mohly projít konvekcí produktů fúze na povrch.
Chladní supergianti vykazují na povrchu vylepšené helium a dusík v důsledku konvekce těchto fúzních produktů na povrch během hlavní sekvence velmi hmotných hvězd, k vybagrování během hoření skořápky a ztrátě vnějších vrstev hvězdy. Helium vzniká v jádru a skořápce fúzí vodíku a dusíku, které se během fúze cyklu CNO hromadí relativně ke uhlíku a kyslíku . Současně se sníží množství uhlíku a kyslíku. Červené superobry lze od světelných, ale méně hmotných hvězd AGB odlišit neobvyklými chemikáliemi na povrchu, vylepšením uhlíku z hlubokých třetích hloubek, stejně jako prvky uhlíku-13, lithia a s-procesu . Pozdní fáze hvězd AGB může být vysoce obohacena kyslíkem a produkovat OH masery .
Žhavější superobři vykazují různé úrovně obohacení dusíkem. To může být způsobeno různými úrovněmi míchání na hlavní sekvenci v důsledku rotace nebo proto, že některé modré superobry se nově vyvinuly z hlavní sekvence, zatímco jiné dříve prošly červenou supergiantní fází. Post-červené supergiantní hvězdy mají obecně vyšší úroveň dusíku vzhledem k uhlíku v důsledku konvekce materiálu zpracovaného CNO na povrch a úplné ztráty vnějších vrstev. Vylepšení povrchu helia je také silnější u post-červených supergiantů, kteří představují více než třetinu atmosféry.
Vývoj
Hvězdy hlavní sekvence typu O a nejhmotnější z modrobílých hvězd typu B se stávají superobry. Vzhledem ke své extrémní hmotnosti mají krátkou životnost, mezi 30 miliony let a několika stovkami tisíc let. Jsou pozorovány hlavně v mladých galaktických strukturách, jako jsou otevřené kupy , ramena spirálních galaxií a v nepravidelných galaxiích . Ve výdutích spirálních galaxií jsou méně hojné a jen zřídka jsou pozorovány v eliptických galaxiích neboli kulových hvězdokupách , které jsou složeny převážně ze starých hvězd.
Supergiants se vyvíjejí, když masivním hvězdám hlavní posloupnosti dojde v jejich jádrech vodík, a v tom okamžiku se začnou rozpínat, stejně jako hvězdy s nižší hmotností. Na rozdíl od hvězd s nižší hmotností však začnou v jádru tavit helium hladce a nedlouho po vyčerpání vodíku. To znamená, že nezvyšují svou svítivost tak dramaticky jako hvězdy s nižší hmotností a postupují téměř horizontálně přes HR diagram, aby se z nich stali rudí superobři. Také na rozdíl od hvězd s nižší hmotností jsou rudí superobři dostatečně hmotní na to, aby spojili prvky těžší než hélium, takže po období spalování vodíkové a heliové skořápky neodfouknou svoji atmosféru jako planetární mlhoviny; místo toho pokračují ve spalování těžších prvků ve svých jádrech, dokud nezkolabují. Nemohou ztratit dostatek hmoty, aby vytvořili bílého trpaslíka, takže po sobě zanechají neutronovou hvězdu nebo zbytek černé díry, obvykle po výbuchu supernovy s kolapsem jádra.
Hvězdy hmotnější než asi 40 M ☉ nemůže expandovat do červeného veleobra. Protože spalují příliš rychle a příliš rychle ztrácejí své vnější vrstvy, dostanou se do modrého supergiantního stádia, nebo možná do žlutého hyperobra, než se vrátí a stanou se žhavějšími hvězdami. Nejhmotnější hvězdy, nad asi 100 M ☉ , se ze své pozice O hvězd hlavní posloupnosti téměř vůbec nepohybují. Ty proudí tak účinně, že mísí vodík z povrchu až do jádra. Pokračují ve sloučení vodíku, dokud není téměř zcela vyčerpán v celé hvězdě, a poté se rychle vyvíjí řadou fází podobně horkých a zářících hvězd: supergiants, slash stars, WNh-, WN- a případně WC- nebo WO-hvězdy . Očekává se, že explodují jako supernovy, ale není jasné, jak daleko se vyvinou, než k tomu dojde. Existence těchto supergiantů, kteří ve svých jádrech stále spalují vodík, může vyžadovat trochu složitější definici supergiantu: masivní hvězdu se zvýšenou velikostí a svítivostí v důsledku hromadění fúzních produktů, ale stále s nějakým zbývajícím vodíkem.
Předpokládá se, že první hvězdy ve vesmíru byly podstatně jasnější a hmotnější než hvězdy v moderním vesmíru. Část teoretické populace III hvězd, jejich existence je nezbytná k vysvětlení pozorování prvků jiných než vodík a helium v kvasarech . Možná byla větší a zářivější než jakýkoli dnes známý superobr, jejich struktura byla zcela odlišná, se sníženou konvekcí a menší ztrátou hmotnosti. Jejich velmi krátký život pravděpodobně skončil násilnou fotodisintegrací nebo supernovami nestability páru.
Předkové Supernovy
Většina progenitorů supernov typu II je považována za červené superobry, zatímco méně obvyklé supernovy typu Ib/c produkují žhavější hvězdy Wolf -Rayet, které zcela ztratily více ze své vodíkové atmosféry. Téměř podle definice jsou superobři předurčeni násilně ukončit svůj život. Hvězdy dostatečně velké na to, aby začaly tavit prvky těžší než hélium, zřejmě nemají žádný způsob, jak ztratit dostatek hmoty, aby se vyhnuly katastrofickému zhroucení jádra, ačkoli některé se mohou zhroutit téměř beze stopy do svých centrálních černých děr.
Jednoduché „cibulové“ modely ukazující červené superobry nevyhnutelně se vyvíjející na železné jádro a poté explodující se však ukázaly být příliš zjednodušující. Předek neobvyklé Supernovy typu II typu II byl modrý superobr , o kterém se předpokládalo, že již prošel fází červeného supergiantu, a nyní je známo, že zdaleka není výjimečnou situací. Velká část výzkumu se nyní zaměřuje na to, jak mohou modré supergianti explodovat jako supernova a kdy červené superobry mohou přežít, aby se znovu staly žhavějšími superobry.
Známé příklady
Supergiants jsou vzácné a krátkodobé hvězdy, ale jejich vysoká svítivost znamená, že existuje mnoho příkladů pouhým okem, včetně některých nejjasnějších hvězd na obloze. Rigel , nejjasnější hvězda v souhvězdí Orion, je typický modrobílý superobr; Deneb je nejjasnější hvězda v Cygnus , bílý superobr; Delta Cephei je slavný prototyp proměnné Cepheid, žlutý superobr; a Betelgeuse , Antares a UY Scuti jsou rudí superobři . μ Cephei je jednou z nejčervenějších hvězd viditelných pouhým okem a jednou z největších v galaxii. Rho Cassiopeiae , proměnný, žlutý hyperobr, je jednou z nejjasnějších hvězd pouhým okem.
Viz také
Reference
externí odkazy
- Tempesti, Piero, ed. (1979). Enciclopedia dell'Astronomia . Curcio.
- http://alobel.freeshell.org/rcas.html
- http://www.solstation.com/x-objects/rho-cas.htm