Википедија

Суперџин

вид ѕвезда

Суперџиновите — меѓу најмасивните и најсветлите ѕвезди. Суперџиновските ѕвезди го заземаат горниот дел на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм со апсолутни визуелни величини помеѓу околу -3 и -8. Температурниот опсег на суперџиновите ѕвезди се протега од околу 3.400 К до над 20.000 К.

Дефиниција

уреди

Насловот суперџин, како што се применува на ѕвезда, нема единствена конкретна дефиниција. Терминот џиновска ѕвезда за првпат бил измислен од Херцшпрунг кога станало очигледно дека поголемиот дел од ѕвездите спаѓаат во два различни региони на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм. Еден регион содржел поголеми и посјајни ѕвезди од спектралните типови А до М и го добил името џин.[1] Последователно, бидејќи им недостигало каква било мерлива паралакса, станало очигледно дека некои од овие ѕвезди се значително поголеми и посјајни од најголемиот дел, и се појавил терминот супер-џин, кој бргу бил прифатен како суперџин.[2][3][4]

Суперџиновите со спектрални класи од О до А обично се нарекуваат сини суперџинови,[5][6][7] суперџиновите со спектрални класи F и G се означени како жолти суперџинови,[8] додека оние од спектралните класи од К до М се црвени суперџинови.[9] Друга конвенција го користи терминот температура: суперџинови со делотворни температури под 4800 К се сметаат за црвени суперџинови; оние со температури меѓу 4800 и 7500 К се жолти суперџинови, а оние со температури над 7500 К се сини суперџинови.[10][11] Тие одговараат приближно на спектралните типови M и K за црвените суперџинови, G, F и доцниот A за жолтите суперџинови и раните A, B и O за сините суперџинови.

Класа на спектрална осветленост

уреди
 
Четирите најсјајни ѕвезди во NGC 4755 се сини суперџинови ѕвезди, со црвена суперџинска ѕвезда во средината. (ESO VLT)

Суперџиновските ѕвезди може да се идентификуваат врз основа на нивните спектри, со карактеристични линии чувствителни на висока сјајност и мала површинска гравитација.[12][13] Во 1897 година, Антонија К. Мори ги поделила ѕвездите врз основа на ширината на нивните спектрални линии, при што нејзината класа „с“ ги идентификувала ѕвездите со најтесните линии. Иако во тоа време не било познато, тие биле најсветлечките ѕвезди.[14] Во 1943 година, Морган и Кинан ја формализирале дефиницијата за класи на спектрална осветленост, при што класата I се однесувала на суперџиновски ѕвезди.[15] Истиот систем на типови на осветленост MK се користи и денес, со усовршувања базирани на зголемената резолуција на современите спектри.[16] Суперџиновите се појавуваат во секоја спектрална класа од млади сини суперџинови од класата О до високо развојни суперџинови од црвена класа М. Бидејќи тие се зголемени во споредба со главната низа и џиновските ѕвезди од ист спектрален тип, тие имаат пониска површинска гравитација и може да се забележат промени во нивните профили на линии. Суперџиновите се исто така развојни ѕвезди со повисоки нивоа на тешки елементи од ѕвездите од главната низа. Ова е основата на системот на сјајност MK кој ги доделува ѕвездите на класите на осветленост чисто од набљудување на нивните спектри.

Покрај промените на линијата поради ниската површинска гравитација и материјали од јадрено соединување, најсјајните ѕвезди имаат високи стапки на загуба на маса кое резултира со облаци од исфрлени околуѕвездени материјали кои можат да произведат спектрални линии, профили на P Лебед или забранети линии. Системот МК доделува ѕвезди на класи на сјајност: Ib за суперџинови; Ia за сјајни суперџинови; и 0 (нула) или Ia + за хиперџинови Во реалноста има многу повеќе непрекинатост отколку добро дефинирани појаси за овие класификации, а класификациите како Iab се користат за суперџинови со средна сјајност. Суперџиновските спектри често се бележат за да укажат на спектралните особености, на пример B2 Iae или F5 Ipec.

Развојни суперџинови

уреди

Суперџиновите може да се дефинираат и како специфична фаза во развојната историја на одредени ѕвезди. Ѕвезди со почетна маса над 8-10 M☉ бргу и непречено иницира соединување на јадрото на хелиумот откако ќе го исцрпат својот водород и продолжуваат со спојување на потешките елементи по исцрпувањето на хелиумот додека не развијат железно јадро, во тој момент јадрото колабира за да произведе супернова од типот II. Откако овие масивни ѕвезди ќе ја напуштат главната низа, нивната атмосфера се зголемува и тие се опишани како суперџинови. Ѕвезди првично под 10 M☉ никогаш нема да формира железно јадро и во развојна смисла не стануваат суперџинови, иако тие можат да достигнат сјајност илјадници пати поголема од сончевата. Тие не можат да ги спојат јаглеродот и потешките елементи откако ќе се исцрпи хелиумот, па на крајот едноставно ги губат своите надворешни слоеви, оставајќи го јадрото на бело џуџе. Фазата каде што овие ѕвезди имаат обвивки кои горат и водород и хелиум се нарекува асимптотична џиновска гранка (АЏГ), бидејќи ѕвездите постепено стануваат сè повеќе сјајни ѕвезди од класа М. Ѕвезди од 8-10 M☉ може да спои доволно јаглерод на АЏГ за да произведе кислородно-неонско јадро и супернова за заробување на електрони, но астрофизичарите ги категоризираат како супер-АЏГ ѕвезди наместо суперџинови.[17]

Категоризација на развојни ѕвезди

уреди

Постојат неколку категории на развојни ѕвезди кои не се суперџинови во развојна смисла, но можат да покажат суперџинови спектрални карактеристики или имаат сјајност споредливи со суперџинови.

Ѕвездите со асимптотична џиновска гранка (АЏГ) и пост-АЏГ се високо развојни црвени џинови со помала маса со сјајност што може да се спореди со помасивни црвени суперџинови, но поради нивната мала маса, кои се во различна фаза на развој (хелиумска обвивка), а нивните животи завршуваат на поинаков начин ( планетарната маглина и белото џуџе наместо супернова), астрофизичарите претпочитаат да ги држат одвоени. Линијата на поделба станува нејасна на околу 7–10 M☉ (или дури 12 M☉ во некои модели [18] ) каде што ѕвездите почнуваат да се подложуваат на ограничено јадрено соединувањњ на елементи потешки од хелиумот. Специјалистите кои ги проучуваат овие ѕвезди често ги нарекуваат супер АЏГ ѕвезди, бидејќи тие имаат многу заеднички својства со АЏГ, како што е топлинско пулсирање. Други ги опишуваат како суперџинови со мала маса бидејќи почнуваат да согоруваат елементи потешки од хелиумот и можат да експлодираат како супернови.[19] Многу пост-АЏГ ѕвезди добиваат спектрални типови со суперџинови класи на сјајност. На пример, RV Бик има класа на сјајност Ia (сјаен суперџин) и покрај тоа што е помалку масивен од сонцето. Некои АЏГ ѕвезди, исто така, добиваат суперџиновска класа на сјајност, особено променливите ѕвезди од типот W Девица како што е самата ѕвезда W Девица, ѕвезди кои извршуваат сина јамка предизвикана од топлинско пулсирање. Многу мал број променливи ѕвезди од типот Мирида и други доцни АЏГ ѕвезди имаат суперџиновски класи на сјајност, на пример α Херкул.

Класичните кефеидни променливи обично имаат суперџиновски класи на сјајност, иако единствено најсветлите и најмасивните всушност ќе продолжат да развиваат железно јадро. Поголемиот дел од нив се ѕвезди со средна маса кои спојуваат хелиум во нивните јадра и на крајот ќе преминат во асимптотична џиновска гранка. Самата δ Кефеј е пример со сјајност од 2,000 L☉ и маса од 4.5 M☉.

Волф-Рајеовите ѕвезди се исто така развојни ѕвезди со висока маса, потопли од повеќето суперџинови и помали, визуелно помалку светли, но често и посјајни поради нивните високи температури. Тие имаат спектри доминирани од хелиум и други потешки елементи, кои обично покажуваат малку или никаков водород, што е трага за нивната природа бидејќи ѕвездите уште повеќе се развиле од суперџовите. Исто како што АЏГ ѕвездите се појавуваат во речиси истото подрачје на ХР- дијаграмот како црвените суперџинови, Волф-Рајеовите ѕвезди може да се појават во истиот регион на ХР-дијаграмот како и најжешките сини суперџинови и ѕвезди од главната низа.

Најмасивните и најсјајните ѕвезди од главната низа речиси не се разликуваат од суперџиновите во кои брзо се развиле. Тие имаат речиси идентични температури и многу слични сјајности, а само најдеталните анализи можат да ги разликуваат спектралните карактеристики кои покажуваат дека се развиле далеку од тесната главна низа од раниот О-тип до блиската област на раните суперџинови од типот О. Ваквите рани суперџинови од типот О споделуваат многу карактеристики со Волф-Рајеовите ѕведи и понекогаш се означени како посредници помеѓу двата типа.

Ѕвездите на сјајните сини променливи (ССП) се појавуваат во истиот регион на ХР-дијаграмот како сините суперџинови, но генерално се класифицирани одделно. Тие се развојни, проширени, масивни и светли ѕвезди, често хиперџинови, но тие имаат многу специфична спектрална варијабилност, што му пркоси на доделувањето на стандарден спектрален тип. ССП ѕвездите се набљудувани само во одредено време или во временски период кога се стабилни и може едноставно да се означат како топли суперџинови или како кандидати ССП поради нивната сјајност.

Хиперџиновите често се третираат како различна категорија на ѕвезди од суперџинови, иако во сите важни аспекти тие се само посјајна категорија на суперџинови. Тие се развојни, проширени, масивни и светли ѕвезди како суперџинови, но во најмасивниот и најсветлиот крај, и со посебни дополнителни својства да претрпат голема загуба на маса поради нивната екстремна сјајност и нестабилност. Генерално, само поразвојните суперџинови покажуваат хипергигантски својства, бидејќи нивната нестабилност се зголемува по голема загуба на маса и одредено зголемување на сјајноста.

Некои B[e] ѕвезди се суперџинови, иако другите ѕвезди B[e] очигледно не се. Некои истражувачи ги разликуваат телата B[e] како одделни од суперџинови, додека истражувачите претпочитаат да ги дефинираат масивните развојни ѕвезди B[e] како подгрупа на суперџинови, кои станале почести со разбирањето дека феноменот B[e] се јавува одделно во голем број различни типови на ѕвезди, вклучително и некои кои очигледно се само фаза од животот на суперџиновите.

Својства

уреди
 
Дискот и атмосферата на Бетелгез (ЕЈО)

Суперџиновите имаат маса од 8 до 12 пати повеќе одСонцето (M☉) и сјајност од околу 1.000 до над милион пати поголема од Сонцето (L☉). Тие се разликуваат многу по полупречник, обично од 30 до 500, па дури повеќе од 1.000 сончеви полупречници (R☉). Тие се доволно масивни за да почнат нежно да го согоруваат јадрото на хелиумот пред јадрото да се дегенерира, без блесок и без силните бранови што ги доживуваат ѕвездите со помала маса. Тие продолжуваат со последователно запалување на потешки елементи. Исто така, поради нивните високи маси, тие се предодредени да експлодираат како супернови.

Штефан-Болцмановиот закон кажува дека релативно ладните површини на црвените суперџинови зрачат многу помалку енергија по единица површина од оние на сините суперџинови; така, за дадена сјајност, црвените суперџинови се поголеми од нивните сини колеги. Притисокот на зрачење ги ограничува најголемите ладни суперџинови на околу 1.500 R☉ и најмасивните топли суперџинови на околу милион L☉ (M bol околу − 10). Ѕвездите во близина и повремено надвор од овие граници стануваат нестабилни, пулсираат и доживуваат брзо губење на масата.

Површинска гравитација

уреди

Класата на суперџинска сјајност е доделена врз основа на спектрални карактеристики кои во голема мера се мерка за површинската гравитација, иако на таквите ѕвезди влијаат и други својства како микротурбуленцијата. Суперџиновите обично имаат површинска гравитација од околу log(g) 2,0 cgs и помала, иако светлите џинови (тип на сјајност II) имаат статистички многу слични површински гравитации со нормалните суперџинови Ib.[20] Ладните светлечки суперџинови имаат пониска површинска гравитација, при што најсјајните (и најнестабилните) ѕвезди имаат log(g) околу нула.[9] Пожешките суперџинови, дури и најсјајните, имаат површинска гравитација околу една, поради нивните поголеми маси и помали полупречници.[21]

Температура

уреди

Постојат суперџинови во сите главни спектрални класи и низ целиот опсег на температури од ѕвезди од средната класа М на околу 3.400 К до најжешките ѕвезди од класата О над 40.000 К. Суперџиновите генерално не се наоѓаат поладни од средната класа М. Ова се очекува теоретски бидејќи тие би биле катастрофално нестабилни; сепак, постојат потенцијални исклучоци меѓу екстремните ѕвезди како што е VX Стрелец.

Иако суперџинови постојат во секоја класа од О до М, мнозинството се спектрален тип В (сини суперџинови), повеќе отколку во сите други спектрални класи заедно. Многу помала групација се состои од суперџинови од типот G со многу ниска осветленост, ѕвезди со средна маса што горат хелиум во своите јадра пред да стигнат до асимптотичната џиновска гранка. Посебна групација е составена од суперџинови со висока осветленост на почетокот B (B0-2) и многу доцниот O (O9.5), почести дури и од ѕвездите од главната низа од тие спектрални типови.[22] Бројот на сини суперџинови по главната низа е поголем од оние што се очекуваат од теоретските модели, што доведува до „проблемот на синиот суперџин“.[23]

Релативниот број на сини, жолти и црвени суперџинови е показател за брзината на ѕвездениот развој и се користи како моќен тест на модели на развој на масивни ѕвезди.[24]

Сјајност

уреди

Суперџиновите лежат повеќе или помалку на хоризонтална лента што го зафаќа целиот горен дел од ХР-дијаграмот, но има некои варијации на различни спектрални типови. Овие варијации делумно се должат на различните методи за доделување класи на сјајност кај различни спектрални типови, а делумно и на вистинските физички разлики во ѕвездите.

Болометриската сјајност на ѕвездата го рефлектира нејзиниот вкупен излез на електромагнетно зрачење на сите бранови должини. За многу топли и многу студени ѕвезди, булометриската сјајност е драматично повисока од визуелната сјајност, понекогаш неколку сјајности или фактор од пет или повеќе. Оваа болометриска корекција е приближно една светлинска величина за средните ѕвезди B, доцните K и раните M ѕвезди, зголемувајќи се на три величини (фактор 15) за ѕвездите O и средните M.

Сите суперџинови се поголеми и посјајни од ѕвездите од главната низа со иста температура. Ова значи дека жешките суперџинови се наоѓаат на релативно тесен појас над светлите ѕвезди од главната низа. Ѕвездата од главната низа B0 има апсолутна светлинска величина од околу − 5, што значи дека сите суперџинови B0 се значително посветли од апсолутната величина − 5. Болометриските сјајности дури и за најслабите сини суперџинови се десетици илјади пати поголеми од Сонцето (L☉). Најсветлиот може да биде под милион L☉ и често се нестабилни како што се променливите од типот на α Лебед и сјајните сини променливи .

Најжешките суперџинови со рани спектрални типови О се појавуваат во екстремно тесен опсег на сјајности над многу сјајната рана главна низа О и џиновските ѕвезди. Тие не се класифицирани одделно во нормални (Ib) и прозрачни (Ia) суперџинови, иако вообичаено имаат други модификатори на спектрален тип како „f“ за емисија на азот и хелиум (на пр. O2 If за HD 93129A).[25]

Жолтите суперџинови можат да бидат значително послаби од апсолутната величина − 5, со некои примери околу − 2 (на пр. 14 Персеј). Со болометриски корекции околу нула, тие може да бидат само неколку стотини пати поголема од сјајноста на Сонцето. Сепак, ова не се масивни ѕвезди; наместо тоа, тие се ѕвезди со средна маса кои имаат особено ниска површинска гравитација, често поради нестабилност како што се пулсирањата на кефеидите. Овие ѕвезди со средна маса се класифицирани како суперџинови за време на релативно долготрајна фаза од нивниот развој, се причина за големиот број на жолти суперџинови со мала сјајност. Најсјајни жолти ѕвезди, жолтите хиперџинови, се меѓу визуелно најсветлите ѕвезди, со апсолутни величини околу − 9, иако сè уште помалку од милион L☉ .

Постои силна горна граница на сјајноста на црвените суперџинови на околу половина милион L☉. Ѕвездите кои би биле посветли од ова ги отфрлаат своите надворешни слоеви толку брзо што остануваат жешки суперџинови откако ќе ја напуштат главната низа. Поголемиот дел од црвените суперџинови биле 10-15 M☉ ѕвезди од главната низа и сега имаат сјајност под 100,000 L☉, и има многу малку светли суперџинови (Ia) ѕвезди од М класа. Најмалку сјајните ѕвезди класифицирани како црвени суперџинови се некои од најсветлите ССП и пост-ССП ѕвезди, високо раширени и нестабилни ѕвезди со мала маса како што се променливите ѕвезди од типот RV Бик. На мнозинството од ССП ѕвездите им се дадени џиновски или светли џиновски класи на сјајност, но особено нестабилните ѕвезди како што се променливите од типот W Девица може да добијат суперџинска класификација (на пр. самата W Девица). Најслабите црвени суперџинови се околу апсолутна величина − 3.

Варијабилност

уреди
 
RS Крма е суперџин и класична кефеидна променлива.

Додека повеќето суперџинови како ѕвезди од типот на Алфа Лебед, полуправилните променливи и неправилните променливи покажуваат одреден степен на фотометриска варијабилност, одредени типови на променливи меѓу суперџиновите се добро дефинирани. Појасот на нестабилност го преминува регионот на суперџинови, а конкретно многу жолти суперџинови се класични кефеидни променливи. Истото подрачја на нестабилност се протега и ги вклучува уште посветлите жолти хиперџинови, исклучително ретка и краткотрајна класа на прозрачни суперџинови. Многу променливи од типот R Северна Круна, иако не сите, се жолти суперџинови, но оваа варијабилност се должи на нивниот необичен хемиски состав, а не на физичка нестабилност.

Дополнителни видови променливи ѕвезди како што се променливите RV Бик и PV Телескоп често се опишуваат како суперџинови. На ѕвездите RV Бик често им се доделуваат спектрални типови со класа на суперџинска сјајност поради нивната мала површинска гравитација, и тие се меѓу најсветлите од ѕвездите АЏГ и пост-АЏГ, со маси слични на сонцето; исто така, уште поретките PV Телескоп променливи често се класифицираат како суперџинови, но имаат помала осветленост од суперџиновите и необичните B[e] спектри екстремно дефицитарни во водород. Можеби тие се и пост-АЏГ објекти или „повторно родени“ АЏГ ѕвезди.

ССГ се променливи со повеќе полуредовни периоди и помалку предвидливи ерупции и џиновски испади. Тие обично се суперџинови или хиперџинови, повремено со спектри на Волф-Рајеови ѕвезди - екстремно светли, масивни, развојни ѕвезди со проширени надворешни слоеви, но тие се толку карактеристични и необични што често се третираат како посебна категорија без да бидат наведени како суперџинови или даден суперџински спектрален тип. Честопати нивниот спектрален тип ќе биде даден исто како „ССГ“ бидејќи тие имаат необични и многу променливи спектрални карактеристики, со температури кои варираат од околу 8.000 K во излив до 20.000 K или повеќе кога се „мирни“.

Хемиско изобилство

уреди

Изобилството на различни елементи на површината на суперџинови се разликува од помалку сјајните ѕвезди. Суперџиновите се развојни ѕвезди и можеби претрпеле струење на производи од јадреното соединување на површината.

Студените суперџинови покажуваат засилен хелиум и азот на површината поради струење на овие материјали од јадреното соединување на површината за време на главната низа на многу масивни ѕвезди, до извлекувања за време на согорувањето на обвивката и поради губењето на надворешните слоеви на ѕвездата. Хелиумот се формира во јадрото и обвивката со јадреното соединување на водород и азот кој се акумулира во однос на јаглеродот и кислородот за време на струењето на јаглеродно-азотно-кислородниот циклус. Во исто време, изобилството на јаглерод и кислород се намалува.[26] Црвените суперџинови може да се разликуваат од сјајните, но помалку масивните ССГ ѕвезди со необични хемикалии на површината, подобрувајќи го јаглеродот од длабоките слоеви, како и елементите на јаглерод-13, литиум и s-процес. Ѕвездите ССГ од доцна фаза можат да станат многу збогатени со кислород, создавајќи OH масери.[27]

Пожешките суперџинови покажуваат различни нивоа на збогатување со азот. Ова може да се должи на различните нивоа на мешање на главната низа поради вртење или затоа што некои сини суперџинови се новоразвојни од главната низа додека други претходно поминале низ фазата на црвениот суперџин. Ѕвездите по црвените суперџинови имаат генерално повисоко ниво на азот во однос на јаглеродот поради струење на материјалот обработен со јадрено соединување на површината и целосното губење на надворешните слоеви. Површинското подобрување на хелиумот е исто така посилно кај пост-црвените суперџинови, што претставува повеќе од една третина од атмосферата.[28][29]

Развој

уреди

Ѕвездите од главната низа од типот О и најмасивните од синобелите ѕвезди од типот В стануваат суперџинови. Поради нивната екстремна маса, тие имаат краток животен век, помеѓу 30 милиони години и неколку стотици илјади години.[30] Тие главно се забележани во млади галактички структури како што се расеани јата, краци на спирални галаксии и во неправилни галаксии. Тие се помалку застапени во испакнатините на спиралните галаксии и ретко се забележани во елиптични галаксии, или тзбиени јата, кои се составени главно од стари ѕвезди.

Суперџиновите се развиваат кога на масивните ѕвезди од главната низа им снемува водород во нивните јадра, во тој момент тие почнуваат да се шират, исто како и ѕвездите со помала маса. Меѓутоа, за разлика од ѕвездите со помала маса, тие почнуваат да го спојуваат хелиумот во јадрото непречено и не долго откако ќе го исцрпат нивниот водород. Ова значи дека тие не ја зголемуваат својата сјајност толку драматично како ѕвездите со помала маса, и тие напредуваат речиси хоризонтално низ ХР-дијаграмот за да станат црвени суперџинови. Исто така, за разлика од ѕвездите со помала маса, црвените суперџинови се доволно масивни за да ги спојат елементите потешки од хелиумот, така што тие не ја надувуваат нивната атмосфера како планетарни маглини по период на согорување на водород и хелиумска обвивка; наместо тоа, тие продолжуваат да согоруваат потешки елементи во нивните јадра додека не се урнат. Тие не можат да изгубат доволно маса за да формираат бело џуџе, така што ќе остават зад себе неутронска ѕвезда или остаток од црна дупка, обично по експлозија на супернова со колапс на јадрото.

Ѕвезди помасивни од околу 40 M☉ не може да се прошири во црвен суперџин. Бидејќи пребрзо согоруваат и пребрзо ги губат надворешните слоеви, тие стигнуваат до фазата на синиот суперџин, или можеби жолтиот хиперџин, пред да се вратат да станат пожешки ѕвезди. Најмасивните ѕвезди, над околу 100 M☉, едвај се движат од нивната местоположба како ѕвезди од главната низа O. Тие се конверзираат толку ефикасно што мешаат водород од површината до јадрото. Тие продолжуваат да го спојуваат водородот се додека не се исцрпи речиси целосно низ ѕвездата, а потоа брзо се развиваат низ серија фази на слично жешки и светли ѕвезди: суперџинови, коси ѕвезди, WNh-, WN- и веројатно ѕвезди од типот WC или WO. Се очекува тие да експлодираат како супернови, но не е познато до каде се развиваат пред тоа да се случи. Постоењето на овие суперџинови кои сè уште горат водород во нивните јадра може да бара малку посложена дефиниција за суперџин: масивна ѕвезда со зголемена големина и сјајност поради акумулацијата на материјали од јадрено соединување, но сепак со преостанат дел од водород.[31]

Се смета дека првите ѕвезди во вселената биле значително посветли и помасивни од ѕвездите во современата. Дел од теоретизираното население III на ѕвезди, нивното постоење е неопходно за да се објаснат набљудувањата на други елементи освен водород и хелиум во квазарите. Можеби поголеми и посјајни од кој било суперџин познат денес, нивната структура била сосема поинаква, со намалено струење и помала загуба на маса. Нивниот многу краток живот најверојатно завршил со насилна фотодезинтеграција или парови на нестабилни супернови.

Предци на супернова

уреди

Се смета дека поголемиот дел од предците на супернова од типот II се црвени суперџинови, додека поретко типот Ib/c супернови се произведени од пожешките Волф-Рајеови ѕвезди на кои целосно изгубиле повеќе од нивната водородна атмосфера.[32] Речиси по дефиниција, суперџиновите се предодредени насилно да ги завршат своите животи. Ѕвездите доволно големи за да почнат да спојуваат елементи потешки од хелиумот, се смета дека немаат начин да изгубат доволно маса за да избегнат катастрофален колапс на јадрото, иако некои може да пропаднат, речиси без трага, во нивните средишни црни дупки.

Едноставните „кромидни“ модели кои покажуваат дека црвените суперџинови неизбежно се развиваат до железното јадро, а потоа експлодираат, сепак, се покажале дека се премногу поедноставени. Предокот на необичниот тип II Супернова 1987А бил син суперџин,[33] се смета дека веќе поминал низ фазата на црвениот суперџин од својот живот, и сега е познато дека ова е далеку од исклучителна ситуација. Многу истражувања денес се фокусирани на тоа како сините суперџинови можат да експлодираат како супернова и кога црвените суперџинови можат да преживеат и повторно да станат пожешки суперџинови.[34]

Примери

уреди

Суперџиновите се ретки и краткотрајни ѕвезди, но нивната висока сјајност значи дека можат да се видат со голо око во голем број на случаи, вклучително и некои од најсветлите ѕвезди на небото. Ригел, најсветлата ѕвезда во соѕвездието Орион е типичен синобел суперџин; трите ѕвезди од Орионовиот појас се сите сини суперџинови; Денеб е најсветлата ѕвезда во Лебед, уште еден син суперџин; и Делта Кефеј (самата прототип) и Северница се кефеидни променливи и жолти суперџинови. Антарес и VV Кефеи А се црвени суперџинови. μ Кефеј се смета за црвен хиперџин поради неговата голема сјајност и е една од најцрвените ѕвезди видливи со голо око и една од најголемите во галаксијата. Ро Касиопеја, променлив, жолт хиперџин, е една од најсветлите ѕвезди со голо око. Бетелгез е црвен суперџин кој можеби бил жолт суперџин во антиката [35] и втора најсветла ѕвезда во соѕвездието Орион.

Поврзано

уреди

Наводи

уреди
  1. ↑ Russell, Henry Norris (1914). „Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars“. Popular Astronomy. 22: 275. Bibcode:1914PA.....22..275R.
  2. ↑ Henroteau, F. (1926). „An international co-operation for the photographic study of Cepheid variables“. Popular Astronomy. 34: 493. Bibcode:1926PA.....34..493H.
  3. ↑ Shapley, Harlow (1925). „S Doradus, a Super-giant Variable Star“. Harvard College Observatory Bulletin. 814: 1. Bibcode:1925BHarO.814....1S.
  4. ↑ Payne, Cecilia H.; Chase, Carl T. (1927). „The Spectrum of Supergiant Stars of Class F8“. Harvard College Observatory Circular. 300: 1. Bibcode:1927HarCi.300....1P.
  5. ↑ Massey, Philip; Puls, Joachim; Pauldrach, A. W. A.; Bresolin, Fabio; Kudritzki, Rolf P.; Simon, Theodore (2005-03-22). „The Physical Properties and Effective Temperature Scale of O-Type Stars as a Function of Metallicity. II. Analysis of 20 More Magellanic Cloud Stars and Results from the Complete Sample“. The Astrophysical Journal (англиски). 627 (1): 477–519. arXiv:astro-ph/0503464. Bibcode:2005ApJ...627..477M. doi:10.1086/430417.
  6. ↑ Wagle, Gururaj A.; Ray, Alak; Raghu, Adarsh (2020-05-01). „Type IIP Supernova Progenitors. III. Blue to Red Supergiant Ratio in Low-metallicity Models with Convective Overshoot“. The Astrophysical Journal. 894 (2): 118. arXiv:2004.14419. Bibcode:2020ApJ...894..118W. doi:10.3847/1538-4357/ab8bd5. ISSN 0004-637X.
  7. ↑ Yüce, Kutluay (2005-01-01). „Spectral Analysis of 4 Lacertae and ν Cephei“. Baltic Astronomy. 14: 51–82. Bibcode:2005BaltA..14...51Y. ISSN 1021-6766.
  8. ↑ Giridhar, S.; Ferro, A.; Parrao, L. (October 1997). „Elemental Abundances and Atmospheric Parameters of Seven F-G Supergiants“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 109: 1077. Bibcode:1997PASP..109.1077G. doi:10.1086/133978. ISSN 0004-6280.
  9. ↑ 9,0 9,1 Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005). „The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought“. The Astrophysical Journal. 628 (2): 973–985. arXiv:astro-ph/0504337. Bibcode:2005ApJ...628..973L. doi:10.1086/430901.
  10. ↑ Drout, Maria R.; Massey, Philip; Meynet, Georges (April 2012). „The Yellow and Red Supergiants of M33*“. The Astrophysical Journal (англиски). 750 (2): 97. arXiv:1203.0247. Bibcode:2012ApJ...750...97D. doi:10.1088/0004-637X/750/2/97. ISSN 0004-637X.
  11. ↑ Gilkis, Avishai; Shenar, Tomer; Ramachandran, Varsha; Jermyn, Adam S; Mahy, Laurent; Oskinova, Lidia M; Arcavi, Iair; Sana, Hugues (2021-02-11). „The excess of cool supergiants from contemporary stellar evolution models defies the metallicity-independent Humphreys–Davidson limit“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 503 (2): 1884–1896. arXiv:2102.03102. doi:10.1093/mnras/stab383. ISSN 0035-8711.
  12. ↑ Pannekoek, A. (1937). „Surface gravity in supergiant stars“. Bulletin of the Astronomical Institutes of the Netherlands. 8: 175. Bibcode:1937BAN.....8..175P.
  13. ↑ Spitzer, Lyman (1939). „Spectra of M Supergiant Stars“. Astrophysical Journal. 90: 494. Bibcode:1939ApJ....90..494S. doi:10.1086/144121.
  14. ↑ Pannekoek, A. (1963). A history of Astronomy. Dover Publications. doi:10.1086/349775. ISBN 0486659941.
  15. ↑ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). „An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification“. Chicago. Bibcode:1943assw.book.....M.
  16. ↑ Gray, R. O.; Napier, M. G.; Winkler, L. I. (2001). „The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars“. The Astronomical Journal. 121 (4): 2148. Bibcode:2001AJ....121.2148G. doi:10.1086/319956.
  17. ↑ Van Loon, J. Th. (2006). „On the metallicity dependence of the winds from red supergiants and Asymptotic Giant Branch stars“. Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss. 353: 211–224. arXiv:astro-ph/0512326. Bibcode:2006ASPC..353..211V.
  18. ↑ Siess, L. (2006). „Evolution of massive AGB stars“. Astronomy and Astrophysics. 448 (2): 717–729. Bibcode:2006A&A...448..717S. doi:10.1051/0004-6361:20053043.
  19. ↑ Poelarends, A. J. T.; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A. (2008). „The Supernova Channel of Super-AGB Stars“. The Astrophysical Journal. 675 (1): 614–625. arXiv:0705.4643. Bibcode:2008ApJ...675..614P. doi:10.1086/520872.
  20. ↑ Gray, R. O.; Graham, P. W.; Hoyt, S. R. (2001). „The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. II. Basic Parameters of Program Stars and the Role of Microturbulence“. The Astronomical Journal. 121 (4): 2159. Bibcode:2001AJ....121.2159G. doi:10.1086/319957.
  21. ↑ Clark, J. S.; Najarro, F.; Negueruela, I.; Ritchie, B. W.; Urbaneja, M. A.; Howarth, I. D. (2012). „On the nature of the galactic early-B hypergiants“. Astronomy & Astrophysics. 541: A145. arXiv:1202.3991. Bibcode:2012A&A...541A.145C. doi:10.1051/0004-6361/201117472.
  22. ↑ Sowell, J. R.; Trippe, M.; Caballero-Nieves, S. M.; Houk, N. (2007). „H-R Diagrams Based on the HD Stars in the Michigan Spectral Catalogue and the Hipparcos Catalog“. The Astronomical Journal. 134 (3): 1089. Bibcode:2007AJ....134.1089S. doi:10.1086/520060.
  23. ↑ Bellinger, Earl Patrick; de Mink, Selma E.; van Rossem, Walter E.; Justham, Stephen (2024). „The Potential of Asteroseismology to Resolve the Blue Supergiant Problem“. The Astrophysical Journal. 967 (2): L39. arXiv:2311.00038. Bibcode:2024ApJ...967L..39B. doi:10.3847/2041-8213/ad4990.
  24. ↑ Massey, Philip; Olsen, K. A. G. (2003). „The Evolution of Massive Stars. I. Red Supergiants in the Magellanic Clouds“. The Astronomical Journal. 126 (6): 2867–2886. arXiv:astro-ph/0309272. Bibcode:2003AJ....126.2867M. doi:10.1086/379558.
  25. ↑ Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Walborn, N. R.; Alfaro, E. J.; Barbá, R. H.; Morrell, N. I.; Gamen, R. C.; Arias, J. I. (2011). „The Galactic O-Star Spectroscopic Survey. I. Classification System and Bright Northern Stars in the Blue-violet at R ~ 2500“. The Astrophysical Journal Supplement. 193 (2): 24. arXiv:1101.4002. Bibcode:2011ApJS..193...24S. doi:10.1088/0067-0049/193/2/24.
  26. ↑ Lançon, A.; Hauschildt, P. H.; Ladjal, D.; Mouhcine, M. (2007). „Near-IR spectra of red supergiants and giants“. Astronomy and Astrophysics. 468 (1): 205–220. arXiv:0704.2120. Bibcode:2007A&A...468..205L. doi:10.1051/0004-6361:20065824.
  27. ↑ García-Hernández, D. A.; García-Lario, P.; Plez, B.; Manchado, A.; d'Antona, F.; Lub, J.; Habing, H. (2007). „Lithium and zirconium abundances in massive Galactic O-rich AGB stars“. Astronomy and Astrophysics. 462 (2): 711. arXiv:astro-ph/0609106. Bibcode:2007A&A...462..711G. doi:10.1051/0004-6361:20065785.
  28. ↑ Smartt, S. J.; Lennon, D. J.; Kudritzki, R. P.; Rosales, F.; Ryans, R. S. I.; Wright, N. (2002). „The evolutionary status of Sher 25 - Implications for blue supergiants and the progenitor of SN 1987A“. Astronomy and Astrophysics. 391 (3): 979. arXiv:astro-ph/0205242. Bibcode:2002A&A...391..979S. doi:10.1051/0004-6361:20020829.
  29. ↑ Georgy, C.; Saio, H.; Meynet, G. (2013). „The puzzle of the CNO abundances of α Cygni variables resolved by the Ledoux criterion“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society: Letters. 439: L6–L10. arXiv:1311.4744. Bibcode:2014MNRAS.439L...6G. doi:10.1093/mnrasl/slt165.
  30. ↑ Richmond, Michael. „Stellar evolution on the main sequence“. Посетено на 2006-08-24.
  31. ↑ Sylvia Ekström; Cyril Georgy; Georges Meynet; Jose Groh; Anahí Granada (2013). „Red supergiants and stellar evolution“. EAS Publications Series. 60: 31–41. arXiv:1303.1629. Bibcode:2013EAS....60...31E. doi:10.1051/eas/1360003.
  32. ↑ Groh, Jose H.; Georges Meynet; Cyril Georgy; Sylvia Ekstrom (2013). „Fundamental properties of core-collapse Supernova and GRB progenitors: Predicting the look of massive stars before death“. Astronomy & Astrophysics. 558: A131. arXiv:1308.4681. Bibcode:2013A&A...558A.131G. doi:10.1051/0004-6361/201321906.
  33. ↑ Lyman, J. D.; Bersier, D.; James, P. A. (2013). „Bolometric corrections for optical light curves of core-collapse supernovae“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 437 (4): 3848. arXiv:1311.1946. Bibcode:2014MNRAS.437.3848L. doi:10.1093/mnras/stt2187.
  34. ↑ Van Dyk, S. D.; Li, W.; Filippenko, A. V. (2003). „A Search for Core-Collapse Supernova Progenitors in Hubble Space Telescope Images“. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 115 (803): 1. arXiv:astro-ph/0210347. Bibcode:2003PASP..115....1V. doi:10.1086/345748.
  35. ↑ Neuhäuser, R.; Torres, G.; Mugrauer, M.; Neuhäuser, D. L.; Chapman, J.; Luge, D.; Cosci, M. (2022). „Colour evolution of Betelgeuse and Antares over two millennia, derived from historical records, as a new constraint on mass and age“. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 516 (1): 693. arXiv:2207.04702. Bibcode:2022MNRAS.516..693N. doi:10.1093/mnras/stac1969.

Надворешни врски

уреди
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Суперџин&oldid=5290007“