Сверхгиганты: Массивные и Светимые Звезды

Введение

Тип звезды, обладающей большой массой и светимостью.

Супергиганты – одни из самых массивных и ярких звезд. Звезды-супергиганты занимают верхнюю область диаграммы Герцспрунга — Расселла с абсолютной визуальной звездной величиной от -3 до -8. Температурный диапазон звезд-супергигантов простирается от приблизительно 3400 К до более чем 20 000 К.

Определение

Название «сверхгигант», применительно к звезде, не имеет единого конкретного определения. Термин «гигантская звезда» был впервые предложен Герцпрунгом, когда стало очевидно, что большинство звёзд попадают в две различные области диаграммы Герцпрунга — Рассела. В одной из этих областей находились более крупные и яркие звёзды спектральных типов от A до M, которые и получили название «гиганты». Впоследствии, поскольку у них не удавалось измерить параллакс, стало ясно, что некоторые из этих звёзд значительно больше и ярче основной массы, и возник термин «сверхгигант», который быстро закрепился как «сверхгигант». Сверхгиганты со спектральными классами от O до A обычно называют голубыми сверхгигантами, сверхгиганты со спектральными классами F и G — жёлтыми сверхгигантами, а сверхгиганты спектральных классов от K до M — красными сверхгигантами. В 1897 году Антониа К. Мори разделила звёзды по ширине их спектральных линий, при этом её класс «c» идентифицировал звёзды с самыми узкими линиями. Хотя в то время это было неизвестно, это были самые яркие звёзды. В 1943 году Морган и Кинан формализовали определение классов светимости спектра, при этом класс I обозначал сверхгигантские звёзды. Эта же система классов светимости МК используется и сегодня, с усовершенствованиями, основанными на увеличении разрешения современных спектров. Сверхгиганты встречаются в каждом спектральном классе, от молодых голубых сверхгигантов класса O до высокоэволюционировавших красных сверхгигантов класса M. Поскольку они больше по размеру, чем звёзды главной последовательности и гигантские звёзды одного и того же спектрального типа, у них ниже поверхностная гравитация, и изменения можно наблюдать в их профилях линий. Сверхгиганты также являются звёздами, прошедшими стадию эволюции, с более высоким содержанием тяжёлых элементов, чем звёзды главной последовательности. Это лежит в основе системы светимости МК, которая присваивает звёздам классы светимости исключительно на основе наблюдения их спектров. Помимо изменений в линиях, вызванных низкой поверхностной гравитацией и продуктами ядерного синтеза, самые яркие звёзды имеют высокую скорость потери массы и, как следствие, облака выброшенного околозвёздного вещества, которые могут создавать эмиссионные линии, профили P Cygni или запрещённые линии. Система МК присваивает звёздам классы светимости: Ib для сверхгигантов; Ia для ярких сверхгигантов; и 0 (ноль) или Ia+ для гипергигантов. В реальности для этих классификаций существует скорее континуум, чем чётко определённые полосы, и классификации, такие как Iab, используются для сверхгигантов промежуточной светимости. Спектры сверхгигантов часто аннотируются для указания спектральных особенностей, например, B2 Iae или 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.

Эволюционные супергиганты

Супергиганты также могут быть определены как определенная фаза в эволюционной истории некоторых звезд. Звезды с начальной массой выше определенного значения быстро и плавно начинают синтез гелия в ядре после исчерпания водорода и продолжают синтезировать более тяжелые элементы после истощения гелия, пока не сформируют железное ядро, после чего ядро коллапсирует, приводя к сверхновой типа II. Когда эти массивные звезды покидают главную последовательность, их атмосфера расширяется, и они классифицируются как сверхгиганты. Звезды с начальной массой ниже определенного значения никогда не сформируют железное ядро и, с эволюционной точки зрения, не становятся сверхгигантами, хотя они могут достигать светимости в тысячи раз превышающей солнечную. Они не способны к синтезу углерода и более тяжелых элементов после исчерпания гелия, поэтому в конечном итоге сбрасывают свои внешние слои, оставляя ядро белого карлика. Фаза, на которой эти звезды имеют оболочки, горящие водородом и гелием, называется асимптотической ветвью гигантов (AGB), поскольку звезды постепенно становятся все более яркими звездами класса M. Звезды с массой в пределах определенного диапазона могут синтезировать достаточное количество углерода на AGB для образования кислородно-неонового ядра и сверхновой с захватом электрона, однако астрофизики классифицируют их как звезды супер-AGB, а не сверхгиганты.

Категоризация эволюционировавших звезд

Существует несколько категорий развитых звезд, которые не являются сверхгигантами в эволюционном смысле, но могут проявлять сверхгигантские спектральные признаки или иметь светимости, сопоставимые со сверхгигантами. Асимптотическая ветвь гигантов (AGB) и звезды, находящиеся на пост-AGB стадии, – это сильно эволюционировавшие красные гиганты с низкой массой, светимость которых может быть сопоставима с более массивными красными сверхгигантами. Однако из-за их низкой массы, нахождения на иной стадии развития (горение гелия в оболочке) и отличного завершения жизненного цикла (планетарная туманность и белый карлик, а не сверхновая), астрофизики предпочитают выделять их в отдельную группу. Граница между этими категориями становится размытой примерно при (или до в некоторых моделях), когда звезды начинают ограниченное слияние элементов тяжелее гелия. Специалисты, изучающие эти звезды, часто называют их «супер-AGB звездами», поскольку они обладают многими общими свойствами с AGB-звездами, такими как тепловые пульсации. Другие описывают их как сверхгиганты с низкой массой, поскольку они начинают сжигать элементы тяжелее гелия и могут взрываться как сверхновые. Многие звезды на пост-AGB стадии получают спектральные типы с классами светимости сверхгигантов. Например, RV Tauri имеет класс светимости Ia (яркий сверхгигант), несмотря на то, что ее масса меньше солнечной. Некоторые AGB-звезды также получают класс светимости сверхгигантов, особенно переменные типа W Virginis, такие как сама W Virginis – звезды, проходящие через синий цикл, вызванный тепловыми пульсациями. Небольшое количество переменных типа Мира и других поздних AGB-звезд имеют классы светимости сверхгигантов, например, α Herculis. Классические цефеиды обычно имеют классы светимости сверхгигантов, хотя только самые яркие и массивные из них в конечном итоге развивают железное ядро. Большинство из них – звезды средней массы, синтезирующие гелий в своих ядрах, которые в конечном итоге перейдут на асимптотическую ветвь гигантов. δ Цефея является примером звезды с яркостью и массой .

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.

Звезды Вольфа — Райе также являются высокомассивными, яркими и развитыми звездами, более горячими, чем большинство сверхгигантов, но меньшими по размеру, визуально менее яркими, но часто более светимыми из-за их высокой температуры. Их спектры характеризуются преобладанием гелия и других более тяжелых элементов, обычно с малым содержанием или полным отсутствием водорода, что указывает на их более продвинутую стадию эволюции по сравнению со сверхгигантами. Подобно тому, как звезды AGB встречаются почти в той же области диаграммы Герцшпрунга — Рассела, что и красные сверхгиганты, звезды Вольфа — Райе могут располагаться в той же области, что и самые горячие синие сверхгиганты и звезды главной последовательности. Самые массивные и яркие звезды главной последовательности почти неразличимы для сверхгигантов, в которые они быстро эволюционируют. Они имеют почти идентичные температуры и очень похожие светимости, и только детальный анализ может выявить спектральные особенности, указывающие на то, что они эволюционировали от узкой ранней области главной последовательности типа O в близлежащую область ранних сверхгигантов типа O. Такие ранние сверхгиганты типа O имеют много общих черт со звездами WNLh типа Вольфа — Райе и иногда обозначаются как «slash stars» – промежуточные звёзды между этими двумя типами. Яркие голубые переменные (LBV) находятся в той же области диаграммы Герцшпрунга — Рассела, что и голубые сверхгиганты, но обычно классифицируются отдельно. Это развитые, расширенные, массивные и яркие звезды, часто гипергиганты, но они демонстрируют очень специфическую спектральную изменчивость, что затрудняет присвоение им стандартного спектрального типа. LBV, наблюдаемые только в определенный момент времени или в течение периода стабильности, могут быть просто обозначены как горячие сверхгиганты или как кандидаты в LBV из-за их светимости. Гипергиганты часто рассматриваются как отдельная категория звезд от сверхгигантов, хотя по всем существенным признакам они являются просто более яркой категорией сверхгигантов. Это развитые, расширенные, массивные и яркие звезды, как сверхгиганты, но на самом массивном и ярком пределе, с особыми дополнительными свойствами, такими как высокая потеря массы из-за их экстремальной светимости и нестабильности. Как правило, гипергигантские свойства проявляются только у более развитых сверхгигантов, поскольку их нестабильность возрастает после значительной потери массы и некоторого увеличения светимости. Некоторые звезды типа B[e] являются сверхгигантами, хотя другие звезды типа B[e] явно не являются таковыми. Некоторые исследователи выделяют объекты типа B[e] в отдельную группу от сверхгигантов, в то время как другие предпочитают определять массивные развитые звезды типа B[e] как подгруппу сверхгигантов. Последнее стало более распространенным с пониманием того, что феномен B[e] возникает независимо в ряде различных типов звезд, включая некоторые, которые явно являются лишь фазой в жизни сверхгигантов.

Свойства

Сверхгиганты имеют массы от 8 до 12 солнечных масс и более, а их светимость варьируется от примерно 1000 до более чем миллиона солнечных светимостей. Они значительно различаются по радиусу, обычно от 30 до 500, а иногда и более 1000 солнечных радиусов. Они достаточно массивны, чтобы начать плавное горение гелия в ядре до того, как ядро станет вырожденным, без вспышки и без сильных конвективных перемешиваний, характерных для звезд меньшей массы. Они последовательно зажигают все более тяжелые элементы, как правило, вплоть до железа. Кроме того, из-за своей большой массы они обречены закончить свою жизнь взрывом сверхновой. Закон Стефана — Больцмана определяет, что относительно холодные поверхности красных сверхгигантов излучают гораздо меньше энергии на единицу площади, чем поверхности синих сверхгигантов; следовательно, при одинаковой светимости красные сверхгиганты больше своих синих аналогов. Давление излучения ограничивает размер самых больших холодных сверхгигантов примерно до 1500, а самых массивных горячих сверхгигантов – примерно до миллиона (Mbol около −10). У холодных, ярких сверхгигантов более низкое поверхностное гравитационное ускорение, при этом у наиболее ярких (и нестабильных) звезд log(g) близок к нулю.

Температура

Супергиганты встречаются во всех основных спектральных классах и во всем диапазоне температур – от звезд среднего класса М, около 3400 К, до самых горячих звезд класса О, превышающих 40 000 К. Обычно супергиганты не встречаются с температурой ниже средней для класса М. Это ожидаемо с теоретической точки зрения, поскольку они были бы катастрофически нестабильны, однако существуют потенциальные исключения среди экстремальных звезд, таких как VX Стрельца. Хотя супергиганты существуют в каждом классе от O до M, большинство из них имеют спектральный тип B – их больше, чем во всех остальных спектральных классах вместе взятых. Гораздо меньшую группу составляют сверхгиганты типа G с очень низкой светимостью, звезды средней массы, сжигающие гелий в своих ядрах до достижения асимптотической ветви гигантов. Отдельная группа – сверхгиганты высокой светимости в раннем B (B0 2) и очень позднем O (O9.5), которые встречаются даже чаще, чем звезды главной последовательности этих спектральных типов. Относительное количество синих, желтых и красных сверхгигантов является индикатором скорости звездной эволюции и используется как мощный инструмент проверки моделей эволюции массивных звезд.

Светлость

Супергиганты располагаются более или менее на горизонтальной полосе, занимающей верхнюю часть диаграммы HR, однако наблюдаются некоторые вариации в зависимости от спектрального типа. Эти вариации обусловлены частично различными методами определения классов светимости для разных спектральных типов, а частично – реальными физическими различиями между звездами. Болометрическая светимость звезды отражает ее полную мощность излучения электромагнитных волн на всех длинах волн. Для очень горячих и очень холодных звезд болометрическая светимость значительно превышает визуальную, иногда в несколько звездных величин или в пять раз и более. Эта болометрическая поправка составляет примерно одну звездную величину для звезд среднего типа B, поздних типа K и ранних типа M, увеличиваясь до трех звездных величин (фактор 15) для звезд типа O и звезд среднего типа M. Все супергиганты крупнее и ярче звезд главной последовательности той же температуры. Это означает, что горячие супергиганты располагаются на относительно узкой полосе над яркими звездами главной последовательности. Звезда главной последовательности B0 имеет абсолютную звездную величину около −5, следовательно, все супергиганты B0 значительно ярче абсолютной звездной величины −5. Болометрические светимости даже самых слабых синих сверхгигантов в десятки тысяч раз превышают солнечную. Самые яркие могут быть и часто нестабильны, например, переменные типа α Cygni и светящиеся голубые переменные. Самые горячие сверхгиганты с ранними спектральными типами O встречаются в исключительно узком диапазоне светимостей, выше светимостей высокосветящих ранних звезд O главной последовательности и гигантов. Они не классифицируются отдельно как нормальные (Ib) и светящие (Ia) супергиганты, хотя обычно имеют другие модификаторы спектрального типа, такие как "f" для эмиссионных линий азота и гелия (например, O2 If для HD 93129A). Желтые сверхгиганты могут быть значительно тусклее абсолютной звездной величины −5, с некоторыми примерами около −2 (например, 14 Персея). При болометрической поправке около нуля их светимость может быть лишь в несколько сотен раз больше солнечной. Однако это не массивные звезды; скорее, это звезды средней массы с особенно низкой поверхностной гравитацией, часто из-за нестабильности, такой как пульсации цефеид. Классификация этих звезд средней массы как сверхгигантов в течение относительно продолжительной фазы их эволюции объясняет большое количество тусклых желтых сверхгигантов. Самые яркие желтые звезды, желтые гипергиганты, входят в число самых ярких звезд, с абсолютной звездной величиной около −9, хотя и меньше, чем существует строгий верхний предел светимости красных сверхгигантов, примерно равный звезды, которые были бы ярче этого предела, сбрасывают свои внешние слои настолько быстро, что остаются горячими сверхгигантами после покидания главной последовательности. Большинство красных сверхгигантов ранее были звездами главной последовательности и теперь имеют светимости ниже , и очень мало ярких сверхгигантов (Ia) класса M. Красные сверхгиганты можно отличить от ярких, но менее массивных звезд AGB по необычному химическому составу поверхности, обогащению углеродом в результате глубоких подъемов из третьего слоя, а также изотопу углерода 13, литию и элементам s-процесса. Звезды поздних стадий AGB могут стать сильно обогащенными кислородом, производя OH-мазеры. Более горячие сверхгиганты демонстрируют различные уровни обогащения азотом. Это может быть связано с различной степенью перемешивания на главной последовательности из-за вращения или с тем, что некоторые голубые сверхгиганты недавно эволюционировали из главной последовательности, в то время как другие ранее прошли стадию красного сверхгиганта. Звезды, прошедшие стадию красного сверхгиганта, обычно имеют более высокий уровень азота по сравнению с углеродом из-за конвекции обработанного CNO материала к поверхности и полной потери внешних слоев. Обогащение гелием на поверхности также сильнее в звездах, прошедших стадию красного сверхгиганта, составляя более трети атмосферы.

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

Звезды главной последовательности типа O и самые массивные из голубо-белых звезд типа B становятся сверхгигантами. Из-за их экстремальной массы они имеют короткий жизненный цикл, от 30 миллионов до нескольких сотен тысяч лет. В основном они наблюдаются в молодых галактических структурах, таких как открытые скопления, рукава спиральных галактик и в неправильных галактиках. Они менее распространены в ядрах спиральных галактик и редко встречаются в эллиптических галактиках или шаровых скоплениях, состоящих преимущественно из старых звезд. Супергиганты формируются, когда массивные звезды главной последовательности исчерпывают водород в своих ядрах, после чего начинают расширяться, подобно звездам с меньшей массой. Однако, в отличие от звезд с меньшей массой, они начинают плавно синтезировать гелий в ядре вскоре после исчерпания водорода. Это означает, что они не увеличивают свою светимость так резко, как звезды с меньшей массой, и продвигаются почти горизонтально по диаграмме Герцшпрунга — Рассела, превращаясь в красные сверхгиганты. Также, в отличие от звезд с меньшей массой, красные сверхгиганты достаточно массивны, чтобы синтезировать элементы тяжелее гелия, поэтому они не сбрасывают свои атмосферы в виде планетарных туманностей после периода горения водорода и гелия в оболочке; вместо этого они продолжают сжигать более тяжелые элементы в своих ядрах до коллапса. Они не могут потерять достаточно массы для образования белого карлика, поэтому после взрыва сверхновой с коллапсом ядра остается нейтронная звезда или черная дыра. Звезды с массой более чем примерно 100 солнечных масс не могут расшириться в красные сверхгиганты. Из-за слишком быстрого сгорания и потери внешних слоев они достигают стадии голубого сверхгиганта или, возможно, желтого гипергиганта, прежде чем снова стать более горячими звездами. Самые массивные звезды, свыше примерно 150 солнечных масс, практически не смещаются со своего положения в качестве звезд O главной последовательности. Они настолько эффективно конвектируют, что перемешивают водород с поверхности вплоть до ядра. Они продолжают синтезировать водород, пока он почти полностью не истощится во всей звезде, а затем быстро эволюционируют через серию стадий, состоящих из столь же горячих и ярких звезд: сверхгиганты, звёзды со штрихом, WNh, WN и, возможно, звёзды типов WC или WO. Ожидается, что они взорвутся как сверхновые, но неясно, насколько далеко они эволюционируют до этого момента. Существование этих сверхгигантов, которые все еще сжигают водород в своих ядрах, может потребовать немного более сложного определения сверхгиганта: массивная звезда с увеличенными размерами и светимостью из-за накопления продуктов синтеза, но все еще содержащая некоторое количество водорода. Считается, что первые звезды во Вселенной были значительно ярче и массивнее звезд современной Вселенной. Входя в состав теоретической популяции III звезд, их существование необходимо для объяснения наблюдений элементов, отличных от водорода и гелия, в квазарах. Вероятно, они были больше и ярче, чем любые известные сегодня сверхгиганты, но их структура была совершенно иной, с меньшей конвекцией и меньшей потерей массы. Их очень короткий жизненный цикл, вероятно, закончился в результате сильного фотораспада или сверхновых неустойчивости пары.

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.

Предшественники сверхновых

Большинство звёзд, являющихся предшественниками сверхновых типа II, считаются красными сверхгигантами, в то время как менее распространённые сверхновые типа Ib/c образуются из более горячих звёзд Вольфа — Райе, которые полностью лишились большей части своей водородной атмосферы. Почти по определению, сверхгигантам суждено закончить свою жизнь взрывом. Звёзды, достаточно массивные для начала синтеза элементов тяжелее гелия, по-видимому, не имеют способа сбросить достаточно массы, чтобы избежать катастрофического коллапса ядра, хотя некоторые могут коллапсировать, почти бесследно, в собственные центральные чёрные дыры. Однако, простые "луковичные" модели, показывающие неизбежное развитие красных сверхгигантов до железного ядра и последующий взрыв, оказались слишком упрощёнными. Предшественником необычной сверхновой типа II 1987A был синий сверхгигант, который, как считается, уже прошёл стадию красного сверхгиганта в своей эволюции, и сейчас известно, что это далеко не исключительный случай. В настоящее время значительная часть исследований посвящена тому, как синие сверхгиганты могут взрываться как сверхновые и когда красные сверхгиганты могут пережить эволюцию и снова стать более горячими сверхгигантами.

Известные примеры

Супергиганты — редкие и недолговечные звёзды, но их высокая светимость означает, что существует множество примеров, видимых невооружённым глазом, включая некоторые из самых ярких звёзд на небе. Ригель, самая яркая звезда в созвездии Ориона, является типичным голубо-белым сверхгигантом; три звезды пояса Ориона — голубые сверхгиганты; Денеб — самая яркая звезда в Лебеде, ещё один голубой сверхгигант; и Дельта Цефеи (сама прототипная звезда) и Полярная звезда — цефеиды и жёлтые сверхгиганты. Антарес и VV Цефеи A — красные сверхгиганты, как и μ Цефеи, одна из самых красных звёзд, видимых невооружённым глазом, и одна из самых больших в галактике. Rho Cassiopeiae, переменная жёлтая гиперзвезда, является одной из самых ярких звёзд, видимых невооружённым глазом. Бетельгейзе — красный сверхгигант, который, возможно, был жёлтым сверхгигантом в древности и второй по яркости звездой в созвездии Ориона.