Супержұлдыздар: Массивті және жарқын жұлдыздар типі

Кіріспе

Жұлдыздың түрі, өте зор массалы және жарқын.

Супергиганттар – ең зор массалы және ең жарқын жұлдыздардың қатарына жатады. Супергигант жұлдыздары Герцспрунг-Рассел диаграммасының жоғарғы бөлігін алып жатады, олардың абсолюттік визуалды шамасы шамамен -3-тен -8-ге дейін өзгереді. Супергигант жұлдыздарының температурасы шамамен 3400 К-ден 20000 К-ге дейін жетеді.

Анықтама

Жұлдызға қатысты супергигант атауы бірде-бір нақты анықтамаға ие емес. Гигант жұлдыз термині алғаш рет Герцспрунгпен қолданылды, өйткені көптеген жұлдыздар Герцспрунг-Рассел диаграммасында екі ерекше аймаққа түсетіндігі байқалды. Бір аймақта А мен М спектральдық типіндегі, ірі және жарқырақты жұлдыздар орналасқан, олар алып жұлдыз деп аталды. Кейіннен, олардың өлшенетін параллаксы болмағандықтан, бұл жұлдыздардың бірқатары негізгі жұлдыздардан айтарлықтай үлкен және жарқырақты екені анықталды, содан кейін супергигант термині пайда болды және ол тез арада супергигант ретінде қабылданды. О-дан А-ға дейінгі спектральдық кластары бар супергиганттар көк супергиганттар деп, F және G спектральдық кластары бар супергиганттар сары супергиганттар деп, ал K-ден M-ге дейінгі спектральдық кластары бар супергиганттар қызыл супергиганттар деп аталады. 1897 жылы Антония К. Мори жұлдыздарды спектральдық сызықтарының еніне қарай жіктеді, оның "c" класы ең тар сызықтары бар жұлдыздарды көрсетті. Ол кезде бұл жұлдыздар ең жарқырақты екені белгісіз болды. 1943 жылы Морган мен Кинан I класты супергигант жұлдыздарға қатысты спектральдық жарықтық сыныптарының анықтамасын ресмилендірді. Дәл сол MK жарықтық сыныптары жүйесі бүгінге дейін қолданылады, бірақ қазіргі спектрлердің жоғары ажыратымдылығына негізделген жетілдірулер енгізілді. Супергиганттар O класының жас көк супергиганттарынан бастап M класының жоғары эволюциялаған қызыл супергиганттарына дейін барлық спектральдық кластарда кездеседі. Олар бірдей спектральдық типі бар негізгі тізбектегі және алып жұлдыздарға қарағанда үлкен болғандықтан, олардың беткі гравитациясы төмендеу болады және сызық профильдеріндегі өзгерістерді байқауға болады. Супергиганттар – негізгі тізбектегі жұлдыздарға қарағанда ауыр элементтердің мөлшері жоғары дамыған эволюциялаған жұлдыздар. Бұл MK жарықтық жүйесінің негізі болып табылады, ол жұлдыздарды олардың спектрлерін бақылау арқылы жарықтық сыныптарына бөледі. Төменгі беткі гравитация мен термоядролық синтез өнімдерінен туындаған сызық өзгерістеріне қоса, ең жарқырақты жұлдыздардың масса жоғалту деңгейі жоғары, нәтижесінде шығарылған жұлдызаралық материалдың бұлттары эмиссиялық сызықтарды, P Cygni профильдерін немесе тыйым салынған сызықтарды тудыруы мүмкін. MK жүйесі жұлдыздарды жарықтық сыныптарына бөледі: Ib – супергиганттар үшін; Ia – жарқырақты супергиганттар үшін; ал 0 (нөл) немесе Ia+ – гипергиганттар үшін. Іс жүзінде, бұл жіктелімдер үшін анықталған жолақтардан гөрі үздіксіздік басым, сондықтан Iab сияқты жіктелімдер орташа жарықтылығы бар супергиганттар үшін қолданылады. Супергигант спектрлері жиі спектральдық ерекшеліктерді көрсету үшін түсіндіріледі, мысалы, B2 Iae немесе F5 Ipec.

The title supergiant, as applied to a star, does not have a single concrete definition. The term giant star was first coined by Hertzsprung when it became apparent that the majority of stars fell into two distinct regions of the Hertzsprung–Russell diagram. One region contained larger and more luminous stars of spectral types A to M and received the name giant. Subsequently, as they lacked any measurable parallax, it became apparent that some of these stars were significantly larger and more luminous than the bulk, and the term super giant arose, quickly adopted as supergiant. Supergiants with spectral classes of O to A are typically referred to as blue supergiants, supergiants with spectral classes F and G are referred to as yellow supergiants, while those of spectral classes K to M are red supergiants. In 1897, Antonia C. Maury had divided stars based on the widths of their spectral lines, with her class "c" identifying stars with the narrowest lines. Although it was not known at the time, these were the most luminous stars. In 1943, Morgan and Keenan formalised the definition of spectral luminosity classes, with class I referring to supergiant stars. The same system of MK luminosity classes is still used today, with refinements based on the increased resolution of modern spectra. Supergiants occur in every spectral class from young blue class O supergiants to highly evolved red class M supergiants. Because they are enlarged compared to main sequence and giant stars of the same spectral type, they have lower surface gravities, and changes can be observed in their line profiles. Supergiants are also evolved stars with higher levels of heavy elements than main sequence stars. This is the basis of the MK luminosity system which assigns stars to luminosity classes purely from observing their spectra. In addition to the line changes due to low surface gravity and fusion products, the most luminous stars have high mass loss rates and resulting clouds of expelled circumstellar materials which can produce emission lines, P Cygni profiles, or forbidden lines. The MK system assigns stars to luminosity classes: Ib for supergiants; Ia for luminous supergiants; and 0 (zero) or Ia+ for hypergiants. In reality there is much more of a continuum than well defined bands for these classifications, and classifications such as Iab are used for intermediate luminosity supergiants. Supergiant spectra are frequently annotated to indicate spectral peculiarities, for example B2 Iae or F5 Ipec.

Эволюциялық супергиганттар

Супергиганттарды белгілі бір жұлдыздардың эволюциялық тарихындағы нақты бір кезең ретінде де анықтауға болады. Бастапқы массасы жоғары жұлдыздар сутегін толық пайдаланғаннан кейін гелий ядросын қорытуды жылдам және үздіксіз бастайды, ал гелий сарқылғаннан кейін темір ядро пайда болғанға дейін ауыр элементтерді біріктіруді жалғастырады. Осы кезде ядро құлап, II типтегі супернова тудырады. Бұл массивті жұлдыздар негізгі тізбектен шыққаннан кейін атмосферасы кеңейеді және оларды супергиганттар деп сипаттайды. Бастапқы массасы төмен жұлдыздар ешқашан темір ядросын құрамайды және эволюциялық тұрғыдан алғанда супергиганттарға айналмайды, бірақ олар күннен мың есе артық жарқырауы мүмкін. Гелий сарқылғаннан кейін олар көміртегі мен ауыр элементтерді біріктіре алмайды, сондықтан сыртқы қабаттарын жоғалтып, ақ ергежейлі жұлдыздың ядросын қалдырады. Бұл жұлдыздарда сутегі мен гелийді күйдіретін қабықтардың пайда болу кезеңі асимптотикалық алып тармақ (АҚТ) деп аталады, себебі жұлдыздар біртіндеп M класындағы жарқыраған жұлдыздарға айналады. АҚТ-дағы жұлдыздар жеткілікті көміртек мөлшерін біріктіріп, оттегі-неон ядросын және электронды тұтқындау арқылы супернованы тудыруы мүмкін, бірақ астрофизиктер оларды супергиганттар емес, супер АҚТ жұлдыздары деп жіктейді.

Дамыған жұлдыздарды жіктеу

Эволюциялық тұрғыдан алғанда супергигант емес, бірақ супергигант спектрлік ерекшеліктерін көрсете алатын немесе супергиганттарға ұқсас жарқырау қабілеті бар бірнеше эволюцияланған жұлдыздар санаты бар. Асимптотикалық алып тармақ (АЖБ) және АЖБ-дан кейінгі жұлдыздар – бұл өте дамыған, массасы аз қызыл алыптар, олардың жарықтығы қызыл супергиганттарға теңелуі мүмкін, бірақ олардың массасы аз, дамудың басқа сатысында (гелий қабығының жануы) және олардың өмірі басқаша аяқталады (супернова емес, планеталық тұмандық және ақ жұлдыз), астрофизиктер оларды бөлек ұстауға артықшылық береді. Бөлу сызығы жылдыздар гелийден ауыр элементтердің шектеулі бірігуіне ұшырай бастаған кезде (немесе кейбір модельдерде одан да жоғары) бүктелген болады. Бұл жұлдыздарды зерттейтін мамандар оларды көбінесе супер АЖБ жұлдыздары деп атайды, өйткені олардың АЖБ-мен ортақ көптеген қасиеттері бар, мысалы, жылу импульсі. Басқалары оларды массасы аз супергиганттар деп атайды, өйткені олар гелийден ауыр элементтерді жандыра бастайды және супернова ретінде жарылуы мүмкін. Көптеген АЖБ жұлдыздары супергигант жарықтылық кластары бар спектрлік типтерді алады. Мысалы, RV Tauri жарық класы Ia (жарық супергигант) болса да, Күннен аз. Кейбір АЖБ жұлдыздары сондай-ақ супергигант жарық класын алады, ең бастысы W Virginis-тің өзі сияқты W Virginis айнымалылары, жылулық импульстерден туындаған көк циклді орындайтын жұлдыздар. Мираның өте аз сандағы өзгермелі жұлдыздары мен басқа да АЖБ жұлдыздары супергигант жарықтылық сыныптарына ие, мысалы α Herculis. Классикалық цефеидтік айнымалылар әдетте супергигант жарық кластарына ие, бірақ тек ең жарық және массалық ғана темір өзекті дамытуға барады. Олардың көпшілігі – орта массалы жұлдыздар, олардың ядроларында гелий қосылады және ақыр соңында асимптотикалық алып тармаққа ауысады. δ Cephei-дің өзі – бұл жарықтылығы және массасы Wolf-Rayet жұлдыздарына шамалас мысал. Вольф-Райет жұлдыздары да жарықтылық жағынан дамыған, көпшілігі супергиганттардан ыстық және кіші, визуалды жағынан жарықсыз, бірақ жиі жарықты, өйткені олардың температурасы жоғары. Олардың спектрінде гелий және басқа да ауыр элементтер басым, әдетте сутегінің аз немесе мүлдем жоқтығы байқалады, бұл олардың табиғаты туралы мәлімет, өйткені жұлдыздар супергиганттарға қарағанда әлдеқайда дамыған. AЖБ жұлдыздары HR диаграммасының қызыл супергиганттармен бірдей аймағында кездесетініндей, Вольф-Райет жұлдыздары HR диаграммасының ең ыстық көк супергиганттар мен негізгі тізбек жұлдыздарымен бірдей аймағында кездеседі. Ең жарық және аса ірі негізгі тізбекті жұлдыздар тез дамып, супергиганттардан ажыратуға болмайтын сияқты. Олардың температурасы бірдей және жарықтылығы өте ұқсас, тек ең егжей-тегжейлі талдаулар ғана олардың O типті алғашқы супергиганттардың жақын аймағына тар бастапқы O типті негізгі тізбектен етек алғандығын көрсететін спектрлік ерекшеліктерін ажырата алады. Мұндай ертедегі O типті супергиганттар WNLh Вольф-Райет жұлдыздарымен көптеген ерекшеліктерді бөліседі және кейде екі типтің арасындағы аралық жұлдыздар ретінде белгіленеді. Жарық көк түрлі жұлдыздар (LBV) көк супергиганттармен бірдей HR диаграммасының аймағында кездеседі, бірақ әдетте бөлек жіктеледі. Олар дамыған, кеңейтілген, массалық және жарық жұлдыздар, көбінесе гипергиганттар, бірақ олардың өте ерекше спектрлік өзгермелілігі бар, бұл стандартты спектрлік типке тағайындауға қарсы келеді. Тек белгілі бір уақытта немесе тұрақты болған уақыт аралығында ғана байқалатын LBV-лер жай ғана ыстық супергиганттар немесе олардың жарқырауынан LBV-ге үміткерлер ретінде тағайындалуы мүмкін. Гипергиганттарды супергиганттардан басқа жұлдыздар санаты ретінде жиі қарастырады, бірақ барлық маңызды жағынан олар супергиганттардың жарықты санаты болып табылады. Олар супергиганттар сияқты дамыған, кеңейтілген, массалық және жарық жұлдыздар, бірақ ең массалық және жарық экстремалдарында және экстремалды жарықтылығы мен тұрақсыздығына байланысты үлкен масса жоғалтудың ерекше қосымша қасиеттері бар. Жалпы, тек дамыған супергиганттар гипергиганттық қасиеттерді көрсетеді, өйткені олардың тұрақсыздығы жоғары масса жоғалтудан кейін және жарықтылығы артады. Кейбір B[e] жұлдыздары супергиганттар, ал басқалары – жоқ. Кейбір зерттеушілер B[e] нысандарын супергиганттардан бөлек деп ажыратады, ал зерттеушілер массивті дамыған B[e] жұлдыздарын супергиганттардың кіші тобы деп анықтауға артықшылық береді. Соңғысы B[e] құбылысын көптеген түрлі жұлдыздарда байқалатын жеке құбылыс ретінде түсінуге байланысты жиі кездеседі, соның ішінде супергиганттардың өміріндегі бір фазасы да бар.

There are several categories of evolved stars that are not supergiants in evolutionary terms but may show supergiant spectral features or have luminosities comparable to supergiants. Asymptotic giant branch (AGB) and post AGB stars are highly evolved lower mass red giants with luminosities that can be comparable to more massive red supergiants, but because of their low mass, being in a different stage of development (helium shell burning), and their lives ending in a different way (planetary nebula and white dwarf rather than supernova), astrophysicists prefer to keep them separate. The dividing line becomes blurred at around (or as high as in some models) where stars start to undergo limited fusion of elements heavier than helium. Specialists studying these stars often refer to them as super AGB stars, since they have many properties in common with AGB such as thermal pulsing. Others describe them as low mass supergiants since they start to burn elements heavier than helium and can explode as supernovae. Many post AGB stars receive spectral types with supergiant luminosity classes. For example, RV Tauri has an Ia (bright supergiant) luminosity class despite being less massive than the sun. Some AGB stars also receive a supergiant luminosity class, most notably W Virginis variables such as W Virginis itself, stars that are executing a blue loop triggered by thermal pulsing. A very small number of Mira variables and other late AGB stars have supergiant luminosity classes, for example α Herculis. Classical Cepheid variables typically have supergiant luminosity classes, although only the most luminous and massive will actually go on to develop an iron core. The majority of them are intermediate mass stars fusing helium in their cores and will eventually transition to the asymptotic giant branch. δ Cephei itself is an example with a luminosity of and a mass of
Wolf–Rayet stars are also high mass luminous evolved stars, hotter than most supergiants and smaller, visually less bright but often more luminous because of their high temperatures. They have spectra dominated by helium and other heavier elements, usually showing little or no hydrogen, which is a clue to their nature as stars even more evolved than supergiants. Just as the AGB stars occur in almost the same region of the HR diagram as red supergiants, Wolf–Rayet stars can occur in the same region of the HR diagram as the hottest blue supergiants and main sequence stars. The most massive and luminous main sequence stars are almost indistinguishable from the supergiants they quickly evolve into. They have almost identical temperatures and very similar luminosities, and only the most detailed analyses can distinguish the spectral features that show they have evolved away from the narrow early O type main sequence to the nearby area of early O type supergiants. Such early O type supergiants share many features with WNLh Wolf–Rayet stars and are sometimes designated as slash stars, intermediates between the two types. Luminous blue variables (LBVs) stars occur in the same region of the HR diagram as blue supergiants but are generally classified separately. They are evolved, expanded, massive, and luminous stars, often hypergiants, but they have very specific spectral variability, which defies the assignment of a standard spectral type. LBVs observed only at a particular time or over a period of time when they are stable, may simply be designated as hot supergiants or as candidate LBVs due to their luminosity. Hypergiants are frequently treated as a different category of star from supergiants, although in all important respects they are just a more luminous category of supergiant. They are evolved, expanded, massive and luminous stars like supergiants, but at the most massive and luminous extreme, and with particular additional properties of undergoing high mass loss due to their extreme luminosities and instability. Generally only the more evolved supergiants show hypergiant properties, since their instability increases after high mass loss and some increase in luminosity. Some B[e] stars are supergiants although other B[e] stars are clearly not. Some researchers distinguish the B[e] objects as separate from supergiants, while researchers prefer to define massive evolved B[e] stars as a subgroup of supergiants. The latter has become more common with the understanding that the B[e] phenomenon arises separately in a number of distinct types of stars, including some that are clearly just a phase in the life of supergiants.

Қасиеттері

Супергиганттардың массасы Күн массасынан 8-12 есе және одан да көп, ал жарықтығы Күннен шамамен 1000 еседен миллионнан астам есеге дейін жетеді. Олар радиусы бойынша үлкен айырмашылықтарға ие, әдетте 30-дан 500-ға дейін, тіпті 1000-нан да астам Күн радиусына жетеді. Олардың массасы гелий ядросын ядроның дегенерациясына түсуінен бұрын, жарқын жарылыссыз және төмен массалы жұлдыздарға тән күшті араласусыз, бірте-бірте жағуды бастауға жеткілікті. Олар кезегімен ауыр элементтерді, әдетте темірге дейін жағады. Жоғары массаларының арқасында, олар супернова ретінде жарылуға қадалады. Стефан-Болцман заңына сәйкес, қызыл супергиганттардың салыстырмалы түрде салқын беттері, көк супергиганттардың бірлік ауданына қарағанда әлдеқайда аз энергия сәулелендіреді; демек, берілген жарықтық үшін қызыл супергиганттар көк супергиганттардан ірі болады. Сәулелену қысымы ең үлкен салқын супергиганттарды шамамен 1500-ға дейін, ал ең массивті ыстық супергиганттарды шамамен миллионға дейін (Mbol шамамен −10) шектейді. Салқын, жарқын супергиганттардың беткі гравитациясы төмен, ал ең жарқын (және тұрақсыз) жұлдыздардың log(g) шамасы нөлге жуық.

Температура

Супергигант жұлдыздар барлық негізгі спектрлік кластарда және температураның 3400 К шамасындағы орташа М класындағы жұлдыздардан бастап 40 000 К-тан жоғары ыстық О класындағы жұлдыздарға дейінгі диапазонда кездеседі. Супергиганттар әдетте орташа М класынан төмен температурада табылмайды. Бұл теориялық тұрғыдан болжамдалған, себебі олардың тұрақсыз болуы мүмкін; алайда, VX Sagittarii сияқты ерекше жұлдыздардың арасында кейбір ерекшеліктер болуы мүмкін. Супергиганттар O-ден M-ға дейінгі барлық кластарда кездессе де, көпшілігі B спектрлік типіне жатады, бұл басқа барлық спектрлік кластардың жиынтығынан асып түседі. Кіші топқа өте төмен жарқырақтылығы бар G типіндегі супергиганттар кіреді, олар асимптотикалық гигант тармағына жеткенге дейін өз ядроларында гелийді күйдіретін орташа массалы жұлдыздар. Ерекше топты ерте B (B0 2) және өте кеш O (O9.5) кластарындағы жоғары жарқырақтылығы бар супергиганттар құрайды, олар тіпті осы спектрлік типтегі негізгі тізбектегі жұлдыздардан да жиі кездеседі. Көк, сары және қызыл супергиганттардың салыстырмалы саны жұлдыз эволюциясының жылдамдығын көрсетеді және массивті жұлдыздардың эволюциясының модельдерін тексеру үшін маңызды құрал ретінде қолданылады.

Жарықтығы

Супергиганттар HR диаграммасының жоғарғы бөлігінің көбірек-кемін көлденең жолағында орналасқан, бірақ әртүрлі спектрлік типтерде шамалы өзгерістер болады. Бұл өзгерістердің бір бөлігі әртүрлі спектрлік типтер үшін жарықтық кластарын анықтау әдістерінің өзгешелігіне, екінші бөлігі жұлдыздардың физикалық айырмашылықтарына байланысты. Жұлдыздың болометриялық жарықтығы – ол барлық толқын ұзындықтарындағы электромагниттік сәулеленудің жалпы мөлшерін көрсетеді. Өте ыстық және өте салқын жұлдыздар үшін болометриялық жарықтық визуалды жарықтықтан едәуір жоғары, кейде бірнеше шамаға немесе бес еседен де артық. Бұл болометриялық түзету орташа B, кеш K және ерте M жұлдыздары үшін шамамен бір шамаға тең, ал O және орташа M жұлдыздары үшін үш шамаға дейін (15 есе) жетеді. Барлық супергиганттар бірдей температурадағы негізгі тізбек жұлдыздарынан ірі және жарық. Осының салдарынан, ыстық супергиганттар жарқын негізгі тізбек жұлдыздарынан жоғары, салыстырмалы түрде тар жолақта орналасады. B0 негізгі тізбек жұлдызының абсолюттік шамасы шамамен -5-ке тең, демек, барлық B0 супергиганттары абсолюттік шамасы -5-тен әлдеқайда жарық. Тіпті ең әлсіз көк супергиганттардың болометриялық жарықтығы күннен ондаған мың есе артық, ал ең жарқындары α Cygni айнымалылары және жарқын көк айнымалылар сияқты тұрақсыз болады. Бастапқы O спектрлік типі бар ең ыстық супергиганттар өте жарқын O негізгі тізбек және алып жұлдыздардан жоғары жарықтылықтың өте тар диапазонында кездеседі. Олар қалыпты (Ib) және жарқын (Ia) супергиганттарға бөлек жіктелмейді, бірақ көбінесе азот пен гелий эмиссиясы үшін "f" сияқты басқа спектрлік типтік модификаторларға ие (мысалы, HD 93129A үшін O2 If). Сары супергиганттар абсолюттік шамасы -5-тен әлдеқайда әлсіз болуы мүмкін, кейбір мысалдар -2 шамасына жуық (мысалы, 14 Персей). Болометриялық түзетулер нөлге жуық болғандықтан, олар күннің жарықтығынан бірнеше жүз есе ғана артық болуы мүмкін. Бұл массалық жұлдыздар емес, керісінше, орташа массалы жұлдыздар, олардың беткі гравитациясы өте төмен, көбінесе Цефеид пульсациялары сияқты тұрақсыздыққа байланысты. Орташа массалы жұлдыздардың эволюциясының салыстырмалы түрде ұзақ кезеңінде супергиганттар ретінде жіктелуі, жарықтылығы төмен сары супергиганттардың көп болуына себеп болады. Ең жарқын сары жұлдыздар, сары гипергиганттар, ең жарқын жұлдыздардың қатарында, абсолюттік шамасы шамамен -9-ға жетеді, бірақ одан да аз. Қызыл супергиганттардың жарықтығының жоғарғы шегі бар. Одан жарық жұлдыздар сыртқы қабаттарын соншалықты жылдам жоғалтады, олар негізгі тізбектен шыққаннан кейін ыстық супергиганттар болып қалады. Қызыл супергиганттардың көпшілігі бұрын негізгі тізбек жұлдыздары болған және қазір олардың жарықтылығы төмен, ал жарқын супергиганттар (Ia) M класындағы жұлдыздар өте сирек. Қызыл супергиганттарды жарық, бірақ салмағы аз AGB жұлдыздарынан беттеріндегі ерекше химиялық элементтер, терең үшінші дренаждардан көміртектің артуы, сондай-ақ көміртек-13, литий және s-процестік элементтер арқылы ажыратуға болады. Кейінгі фазадағы AGB жұлдыздары жоғары оттегімен байытылып, OH мазерлерін шығарады. Ыстық супергиганттарда азоттың байыту деңгейі әртүрлі. Бұл айналудың салдарынан негізгі тізбекте араласудың әртүрлі деңгейлеріне байланысты болуы мүмкін немесе кейбір көк супергиганттар негізгі тізбектен жаңадан пайда болғандықтан, ал басқалары бұрын қызыл супергигант фазасынан өткен. Қызыл супергиганттан кейінгі жұлдыздарда көміртеңге қарағанда азоттың деңгейі жоғары, себебі CNO өңделген материалдың бетке конвекциясы және сыртқы қабаттардың толық жоғалуы. Гелийдің беткі қабатын күшейту қызыл супергиганттардан кейінгі уақытта да күштірек, бұл атмосфераның үштен бір бөлігін құрайды.

The supergiants lie more or less on a horizontal band occupying the entire upper portion of the HR diagram, but there are some variations at different spectral types. These variations are due partly to different methods for assigning luminosity classes at different spectral types, and partly to actual physical differences in the stars. The bolometric luminosity of a star reflects its total output of electromagnetic radiation at all wavelengths. For very hot and very cool stars, the bolometric luminosity is dramatically higher than the visual luminosity, sometimes several magnitudes or a factor of five or more. This bolometric correction is approximately one magnitude for mid B, late K, and early M stars, increasing to three magnitudes (a factor of 15) for O and mid M stars. All supergiants are larger and more luminous than main sequence stars of the same temperature. This means that hot supergiants lie on a relatively narrow band above bright main sequence stars. A B0 main sequence star has an absolute magnitude of about −5, meaning that all B0 supergiants are significantly brighter than absolute magnitude −5. Bolometric luminosities for even the faintest blue supergiants are tens of thousands of times the sun The brightest can be and are often unstable such as α Cygni variables and luminous blue variables. The very hottest supergiants with early O spectral types occur in an extremely narrow range of luminosities above the highly luminous early O main sequence and giant stars. They are not classified separately into normal (Ib) and luminous (Ia) supergiants, although they commonly have other spectral type modifiers such as "f" for nitrogen and helium emission (e. g. O2 If for HD 93129A). Yellow supergiants can be considerably fainter than absolute magnitude −5, with some examples around −2 (e. g. 14 Persei). With bolometric corrections around zero, they may only be a few hundred times the luminosity of the sun. These are not massive stars, though; instead, they are stars of intermediate mass that have particularly low surface gravities, often due to instability such as Cepheid pulsations. These intermediate mass stars' being classified as supergiants during a relatively long lasting phase of their evolution account for the large number of low luminosity yellow supergiants. The most luminous yellow stars, the yellow hypergiants, are amongst the visually brightest stars, with absolute magnitudes around −9, although still less than
There is a strong upper limit to the luminosity of red supergiants at around Stars that would be brighter than this shed their outer layers so rapidly that they remain hot supergiants after they leave the main sequence. The majority of red supergiants were main sequence stars and now have luminosities below , and there are very few bright supergiant (Ia) M class stars. Red supergiants can be distinguished from luminous but less massive AGB stars by unusual chemicals at the surface, enhancement of carbon from deep third dredge ups, as well as carbon 13, lithium and s process elements. Late phase AGB stars can become highly oxygen enriched, producing OH masers. Hotter supergiants show differing levels of nitrogen enrichment. This may be due to different levels of mixing on the main sequence due to rotation or because some blue supergiants are newly evolved from the main sequence while others have previously been through a red supergiant phase. Post red supergiant stars have a generally higher level of nitrogen relative to carbon due to convection of CNO processed material to the surface and the complete loss of the outer layers. Surface enhancement of helium is also stronger in post red supergiants, representing more than a third of the atmosphere.

Эволюция

О типті негізгі тізбек жұлдыздары және В типті көк-ақ жұлдыздардың ең ірілері – супергиганттарға айналады. Олардың өте үлкен массасының арқасында, олардың өмір сүру ұзақтығы қысқа, 30 миллион жылдан бірнеше жүз мың жылға дейін. Олар негізінен ашық шоғырлар, спиральді галактикалардың спиральдық қолдары және иррегулярлық галактикалар сияқты жас галактикалық құрылымдарда байқалады. Олар спиральді галактикалардың орталық бөліктерінде сирек кездеседі және эллипстік галактикаларда немесе негізінен ескі жұлдыздардан тұратын шар тәрізді шоғырларда өте сирек байқалады. Супергиганттар негізгі тізбектегі жұлдыздардың ядроларындағы сутегінің толыққанда таусылуымен пайда болады, сол кезде олар, массасы аз жұлдыздар сияқты, кеңейе бастайды. Бірақ, массасы аз жұлдыздардан айырмашылығы, олар сутегін бітіргеннен кейін көп ұзамай ядрода гелийді біріктіруді бастайды. Бұл олардың жарқырауы массасы аз жұлдыздар сияқты күрт өспейді дегенді білдіреді және олар HR диаграммасында қызыл супергиганттарға айналу үшін көлденең бағытта жылжиды. Сондай-ақ, массасы аз жұлдыздардан айырмашылығы, қызыл супергиганттар гелийден ауыр элементтерді біріктіруге жеткілікті массаға ие, сондықтан олар сутегі мен гелий қабығының жанасуынан кейін атмосфераларын планеталық тұмандықтар ретінде шығармайды; оның орнына, олар ядроларында ауыр элементтерді біріктіруді жалғастырады, құлағанша. Олар ақ жұлдызға айналу үшін жеткілікті массаны жоғалта алмайды, сондықтан олар нейтрон жұлдызының немесе қара тесіктің қалдықтарын қалдырады, әдетте ядроның ыдырауынан кейін болатын суперновалық жарылыстан кейін. Одан да үлкен массалы жұлдыз қызыл супергигантқа айнала алмайды. Олар тым жылдам күйіп, сыртқы қабаттарын тез жоғалтады, сондықтан олар көк супергигант сатысына жетеді, немесе, мүмкін, сары гипергигантқа, содан кейін ыстық жұлдызға айналады. Ең үлкен массалы жұлдыздар, шамамен , O типті негізгі тізбек жұлдыздары ретінде өз орнынан қозғалмайды. Оларда конвекция өте тиімді, ол беттен ядроға дейін сутегін араластырады. Олар сутегін жұлдыздың ішінде толығымен таусылғанша біріктіруді жалғастырады, содан кейін ұқсас ыстық және жарқын жұлдыздардың тізбесі арқылы тез дамиды: супергиганттар, слэш жұлдыздар, WNh, WN және мүмкін WC немесе WO типті жұлдыздар. Олардың супернова ретінде жарылуы күтілуде, бірақ осыған дейін олардың қаншалықты дамығаны белгісіз. Осы супергиганттардың ядроларында сутегін әлі де жағу фактісі супергиганттардың сәл күрделі анықтамасын қажет етеді: синтез өнімдерінің жиналуына байланысты көлемі мен жарқырауы артқан, бірақ әлі де сутегі бар ірі жұлдыз. Әлемдегі алғашқы жұлдыздар қазіргі әлемдегі жұлдыздардан әлдеқайда жарқын және массивті болған деп есептеледі. III популяциясының теориялық жұлдыздарының бір бөлігі, олардың болуы квазарларда сутегі мен гелийден басқа элементтердің байқалуын түсіндіру үшін қажет. Олардың құрылымы қазіргі кездегі кез келген супергиганттардан әлдеқайда үлкен және жарқын болған, оларда конвекция азайтылған және масса жоғалтуы аз болған. Олардың өте қысқа өмір сүруі фотодиссоциация немесе жұптық тұрақсыздық суперноваларымен аяқталуы мүмкін.

O type main sequence stars and the most massive of the B type blue white stars become supergiants. Due to their extreme masses, they have short lifespans, between 30 million years and a few hundred thousand years. They are mainly observed in young galactic structures such as open clusters, the arms of spiral galaxies, and in irregular galaxies. They are less abundant in spiral galaxy bulges and are rarely observed in elliptical galaxies, or globular clusters, which are composed mainly of old stars. Supergiants develop when massive main sequence stars run out of hydrogen in their cores, at which point they start to expand, just like lower mass stars. Unlike lower mass stars, however, they begin to fuse helium in the core smoothly and not long after exhausting their hydrogen. This means that they do not increase their luminosity as dramatically as lower mass stars, and they progress nearly horizontally across the HR diagram to become red supergiants. Also unlike lower mass stars, red supergiants are massive enough to fuse elements heavier than helium, so they do not puff off their atmospheres as planetary nebulae after a period of hydrogen and helium shell burning; instead, they continue to burn heavier elements in their cores until they collapse. They cannot lose enough mass to form a white dwarf, so they will leave behind a neutron star or black hole remnant, usually after a core collapse supernova explosion. Stars more massive than about cannot expand into a red supergiant. Because they burn too quickly and lose their outer layers too quickly, they reach the blue supergiant stage, or perhaps yellow hypergiant, before returning to become hotter stars. The most massive stars, above about , hardly move at all from their position as O main sequence stars. These convect so efficiently that they mix hydrogen from the surface right down to the core. They continue to fuse hydrogen until it is almost entirely depleted throughout the star, then rapidly evolve through a series of stages of similarly hot and luminous stars: supergiants, slash stars, WNh , WN , and possibly WC or WO type stars. They are expected to explode as supernovae, but it is not clear how far they evolve before this happens. The existence of these supergiants still burning hydrogen in their cores may necessitate a slightly more complex definition of supergiant: a massive star with increased size and luminosity due to fusion products building up, but still with some hydrogen remaining. The first stars in the universe are thought to have been considerably brighter and more massive than the stars in the modern universe. Part of the theorized population III of stars, their existence is necessary to explain observations of elements other than hydrogen and helium in quasars. Possibly larger and more luminous than any supergiant known today, their structure was quite different, with reduced convection and less mass loss. Their very short lives are likely to have ended in violent photodisintegration or pair instability supernovae.

Суперновалардың ата-бабалары

II типтегі суперновалардың көпшілігі қызыл супергиганттар деп есептеледі, ал сирек кездесетін Ib/c типтегі суперновалар сутегі атмосферасының көп бөлігін жоғалтқан, ыстық Вольф-Райет жұлдыздарынан пайда болады. Супергиганттардың табиғаты бойынша өмірін зорлықпен аяқтауы тиіс. Гелийден ауыр элементтерді қоса бастайтын жеткілікті үлкен жұлдыздардың, ядросының катастрофалық құлауынан қашу үшін жеткілікті массадан айырылуының жолы жоқ сияқты, бірақ кейбіреулері ізі қалмай, тікелей өздерінің орталық қара тесігіне құлауы мүмкін. Дегенмен, қызыл супергиганттардың темір ядроға жетіп, жарылысқа ұшырауын көрсететін қарапайым "пияз" модельдерінің тым әрі қарапайым екені дәлелденді. Ерекше II типтегі 1987A суперновасының алдындағы жұлдыз көк супергигант болды, ол өмірінде қызыл супергигант фазасынан өткен деп саналады, және қазір бұл ерекше жағдай емес екені белгілі. Қазіргі зерттеулер көк супергиганттардың супернова ретінде қалай жарылатынын және қызыл супергиганттардың қайда аман қалып, қайтадан ыстық супергиганттарға айнала алатынын анықтауға бағытталған.

Белгілі мысалдар

Супергиганттар сирек кездесетін және аз өмір сүретін жұлдыздар, бірақ олардың жоғары жарықтығы аспандағы ең жарқын жұлдыздарды қоса алғанда, көптеген жұлдыздарды қанаумен көруге мүмкіндік береді. Ригел, Орион шоқжұлдызының ең жарқын жұлдызы – әдеттегі көк-ақ супергигант; Орион белдеуіндегі үш жұлдыздың барлығы көк супергиганттар; Денеб – тағы бір көк супергигант – Аққу шоқжұлдызындағы ең жарқын жұлдыз; Дельта Цефеи (өзі прототип болып табылады) және Полярис – Цефеид айнымалылары және сары супергиганттар. Антарес пен VV Цефеи А – μ Цефеи сияқты қызыл супергиганттар, ол қанаумен көрінетін ең қызыл жұлдыздардың бірі және галактикадағы ең ірі жұлдыздардың бірі. Rho Cassiopeiae, өзгермелі сары гипергигант, ең жарқыраған жұлдыздардың бірі. Бетельгейзе – ежелгі заманда сары супергигант болған қызыл супергигант және Орион шоқжұлдызындағы екінші ең жарқын жұлдыз.