ซุปเปอร์ยักษ์สตาร์

ซุปเปอร์ยักษ์อยู่ในหมู่ที่มีขนาดใหญ่ที่สุดและสว่างที่สุดดาว ดาวยักษ์ใหญ่ครอบครองบริเวณบนสุดของแผนภาพเฮิรตซ์ - รัสเซลโดยมีขนาดภาพสัมบูรณ์ระหว่าง −3 และ −8 ช่วงอุณหภูมิของดาวยักษ์ใหญ่มีตั้งแต่ประมาณ 3,400 K ถึงมากกว่า 20,000 K

ชื่อเรื่อง supergiant ตามที่ใช้กับดาราไม่มีคำจำกัดความที่เป็นรูปธรรมเพียงอย่างเดียว ระยะดาวยักษ์เป็นครั้งแรกประกาศเกียรติคุณจากHertzsprungเมื่อมันก็เห็นได้ชัดว่าส่วนใหญ่ของดาวลดลงเป็นสองภูมิภาคที่แตกต่างกันของแผนภาพ Hertzsprung-รัสเซล ภูมิภาคหนึ่งที่มีดาวขนาดใหญ่และสว่างมากขึ้นของผีประเภท A ถึง M และได้รับชื่อยักษ์ [1]ต่อมาขณะที่พวกเขาขาด Parallax ที่วัดใด ๆ ก็เป็นที่ชัดเจนว่าบางส่วนของดาวเหล่านี้อย่างมีนัยสำคัญที่มีขนาดใหญ่และสว่างมากกว่ากลุ่มและระยะซุปเปอร์ยักษ์ที่เกิดขึ้นนำอย่างรวดเร็วเป็นซุปเปอร์ยักษ์ [2] [3] [4]

ระดับความส่องสว่างของสเปกตรัม

ดาวฤกษ์ที่สว่างที่สุดสี่ดวงใน NGC 4755เป็น ดาวยักษ์สีน้ำเงินโดยมี ดาวยักษ์ใหญ่สีแดงอยู่ตรงกลาง (ESO VLT)

ดาว Supergiant สามารถระบุได้บนพื้นฐานของสเปกตรัมของพวกเขาที่มีเส้นที่โดดเด่นมีความไวต่อความสว่างสูงและต่ำแรงโน้มถ่วง [5] [6]ในปีพ. ศ. 2440 แอนโทเนียซี. โมรีได้แบ่งดวงดาวตามความกว้างของเส้นสเปกตรัมโดยมีชั้น "c" ระบุดาวที่มีเส้นที่แคบที่สุด แม้ว่าจะไม่เป็นที่รู้จักในเวลานั้น แต่ดาวเหล่านี้เป็นดาวที่ส่องสว่างมากที่สุด [7]ในปีพ. ศ. 2486 มอร์แกนและคีแนนได้กำหนดนิยามของคลาสความส่องสว่างของสเปกตรัมอย่างเป็นทางการโดยคลาสที่ฉันหมายถึงดาวที่ยิ่งใหญ่ยักษ์ [8]ระบบเดียวกันของคลาสความส่องสว่าง MK ยังคงใช้อยู่ในปัจจุบันโดยมีการปรับแต่งตามความละเอียดที่เพิ่มขึ้นของสเปกตรัมสมัยใหม่ [9]ซุปเปอร์ยักษ์เกิดขึ้นในทุกระดับสเปกตรัมจากหนุ่มสีฟ้าระดับ Oซุปเปอร์ยักษ์ที่จะมีวิวัฒนาการสูงสีแดงM ระดับซุปเปอร์ยักษ์ เนื่องจากมีการขยายใหญ่ขึ้นเมื่อเทียบกับลำดับหลักและดาวยักษ์ที่มีสเปกตรัมประเภทเดียวกันจึงมีความโน้มถ่วงที่พื้นผิวต่ำกว่าและสามารถสังเกตการเปลี่ยนแปลงได้ในโปรไฟล์เส้น นอกจากนี้ Supergiants ยังเป็นดาวที่วิวัฒนาการแล้วโดยมีองค์ประกอบหนักในระดับที่สูงกว่าดาวลำดับหลัก นี่คือพื้นฐานของระบบส่องสว่าง MKซึ่งกำหนดดาวให้เป็นชั้นความส่องสว่างจากการสังเกตสเปกตรัมของพวกมันอย่างหมดจด

นอกจากนี้ยังมีการเปลี่ยนแปลงบรรทัดเนื่องจากพื้นผิวต่ำแรงโน้มถ่วงและฟิวชั่นผลิตภัณฑ์ดาวส่องสว่างส่วนใหญ่มีอัตราการสูญเสียมวลสูงและเมฆที่เกิดจากวัสดุที่ล้อมรอบไล่ออกซึ่งสามารถผลิตเส้นปล่อยก๊าซเรือนกระจก , โปรไฟล์ P Cygniหรือสายที่ต้องห้าม ระบบ MK กำหนดดาวให้เป็นคลาสความส่องสว่าง: Ibสำหรับ supergiants; Iaสำหรับ supergiants เรืองแสง; และ0 (ศูนย์) หรือIa +สำหรับไฮเปอร์ไจแอนต์ ในความเป็นจริงมีความต่อเนื่องมากกว่าแถบที่กำหนดไว้อย่างดีสำหรับการจำแนกประเภทเหล่านี้และการจำแนกประเภทเช่นIabใช้สำหรับ supergiants ความส่องสว่างระดับกลาง สเปกตรัม Supergiant จะข้อเขียนบ่อยครั้งเพื่อบ่งบอกถึงลักษณะสเปกตรัมเช่นB2 IAEหรือF5 Ipec

supergiants วิวัฒนาการ

นอกจากนี้ยังสามารถกำหนด Supergiants เป็นระยะเฉพาะในประวัติศาสตร์วิวัฒนาการของดาวบางดวงได้อีกด้วย ดาวที่มีมวลเริ่มต้นดังกล่าวข้างต้น 8-10  M อย่างรวดเร็วและราบรื่นเริ่มต้นการฟิวชั่นหลักฮีเลียมหลังจากที่พวกเขาได้หมดไฮโดรเจนของพวกเขาและยังคงหลอมรวมธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมหลังจากอ่อนเพลียจนกว่าพวกเขาจะพัฒนาแกนเหล็กที่จุดหลักทรุดฮวบลงในการผลิตประเภท 2 ซูเปอร์โนวา เมื่อดาวมวลมากเหล่านี้ออกจากลำดับหลักชั้นบรรยากาศของพวกมันจะพองตัวและถูกอธิบายว่าเป็น supergiants ดาวครั้งแรกอายุต่ำกว่า 10  M จะไม่สร้างแกนเหล็กและในแง่วิวัฒนาการไม่ได้กลายเป็นซุปเปอร์ยักษ์แม้ว่าพวกเขาจะสามารถเข้าถึงความส่องสว่างหลายพันเท่าของดวงอาทิตย์ พวกเขาไม่สามารถฟิวส์คาร์บอนและธาตุที่หนักกว่าฮีเลียมหลังจากจะหมดดังนั้นในที่สุดพวกเขาเพียงสูญเสียชั้นนอกของพวกเขาออกหลักของการเป็นดาวแคระขาว ระยะที่ดาวเหล่านี้มีทั้งเปลือกไฮโดรเจนและฮีเลียมที่เผาไหม้เรียกว่าสาขายักษ์ที่ไม่แสดงอาการ(AGB) เนื่องจากดาวฤกษ์จะค่อยๆกลายเป็นดาวคลาส M ที่ส่องสว่างมากขึ้นเรื่อย ๆ ดาว 8-10  M อาจหลอมคาร์บอนเพียงพอใน AGB การผลิตหลักของออกซิเจนนีออนและอิเล็กตรอนจับภาพซูเปอร์โนวาแต่นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์หมวดหมู่เหล่านี้เป็นซุปเปอร์ AGB ดาวมากกว่าซุปเปอร์ยักษ์ [10]

การแบ่งประเภทของดาวที่วิวัฒนาการแล้ว

มีดาวที่วิวัฒนาการหลายประเภทที่ไม่ใช่ซุปเปอร์ไจแอนต์ในแง่วิวัฒนาการ แต่อาจแสดงลักษณะสเปกตรัมที่ยิ่งใหญ่กว่าหรือมีความส่องสว่างเทียบได้กับซุปเปอร์ไจแอนต์

Asymptotic-giant-branch (AGB) และ post-AGB stars เป็นดาวยักษ์สีแดงมวลต่ำที่มีการพัฒนาอย่างมากโดยมีความส่องสว่างซึ่งสามารถเทียบเคียงได้กับ supergiants สีแดงที่มีมวลน้อยกว่า แต่เนื่องจากมีมวลน้อยจึงอยู่ในขั้นตอนการพัฒนาที่แตกต่างกัน (เปลือกฮีเลียม การเผาไหม้) และชีวิตของพวกเขาจบลงด้วยวิธีที่แตกต่างกัน ( เนบิวลาดาวเคราะห์และดาวแคระขาวแทนที่จะเป็นซูเปอร์โนวา) นักฟิสิกส์ดาราศาสตร์ชอบที่จะแยกพวกมันออกจากกัน เส้นแบ่งจะเบลอที่ประมาณ 7–10  M (หรือสูงถึง 12  M ในบางรุ่น[11] ) ซึ่งดาวฤกษ์เริ่มได้รับการหลอมรวมกันอย่าง จำกัด ขององค์ประกอบที่หนักกว่าฮีเลียม ผู้เชี่ยวชาญที่ศึกษาดาวเหล่านี้มักเรียกพวกมันว่าเป็นดาวซุปเปอร์ AGB เนื่องจากมีคุณสมบัติหลายอย่างที่เหมือนกันกับ AGB เช่นการเต้นของความร้อน คนอื่น ๆ อธิบายว่าพวกมันเป็นซุปเปอร์ไจแอนต์มวลต่ำเนื่องจากพวกมันเริ่มเผาไหม้องค์ประกอบที่หนักกว่าฮีเลียมและสามารถระเบิดเป็นซูเปอร์โนวาได้ [12]ดาวหลัง AGB จำนวนมากได้รับประเภทสเปกตรัมที่มีคลาสความส่องสว่างที่ยิ่งใหญ่ ตัวอย่างเช่นRV Tauriมีระดับความส่องสว่างIa ( supergiant ) แม้ว่าจะมีมวลน้อยกว่าดวงอาทิตย์ก็ตาม บาง AGB ดาวฤกษ์ยังได้รับระดับความสว่างซุปเปอร์ยักษ์ที่สะดุดตาที่สุดW ตัวแปร Virginisเช่น W Virginis ตัวเองดาวที่มีการดำเนินการห่วงสีฟ้าเรียกโดยการเต้นความร้อน เล็ก ๆ จำนวนมากของตัวแปร Miraและอื่น ๆ ที่ดาว AGB ปลายมีการเรียนการส่องสว่างซุปเปอร์ยักษ์เช่นα Herculis

โดยทั่วไปแล้วตัวแปร Cepheid แบบคลาสสิกจะมีคลาสความส่องสว่างที่ยิ่งใหญ่แม้ว่าจะมีเพียงสิ่งที่ส่องสว่างและมีขนาดใหญ่ที่สุดเท่านั้นที่จะพัฒนาแกนเหล็กได้ ส่วนใหญ่เป็นดาวมวลปานกลางที่หลอมรวมฮีเลียมในแกนกลางของพวกมันและในที่สุดก็จะเปลี่ยนไปเป็นแขนงยักษ์ที่ไม่แสดงอาการ δ Cepheiตัวเองเป็นตัวอย่างที่มีความสว่าง 2,000 หนึ่ง  L และมวลของ 4.5  M

นอกจากนี้ดาว Wolf – Rayetยังเป็นดาวที่มีวิวัฒนาการแบบส่องสว่างที่มีมวลสูงซึ่งร้อนกว่าดาวที่มีขนาดใหญ่ที่สุดและมีขนาดเล็กกว่ามีความสว่างน้อยกว่า แต่มักจะส่องสว่างมากกว่าเนื่องจากมีอุณหภูมิสูง พวกมันมีสเปกตรัมที่ถูกครอบงำโดยฮีเลียมและองค์ประกอบที่หนักกว่าอื่น ๆ โดยปกติจะแสดงไฮโดรเจนเพียงเล็กน้อยหรือไม่มีเลยซึ่งเป็นสิ่งที่บ่งบอกถึงธรรมชาติของพวกมันเนื่องจากดาวฤกษ์มีวิวัฒนาการมากกว่าดาวยักษ์ เช่นเดียวกับที่ดาว AGB เกิดขึ้นในพื้นที่เกือบเดียวกันของแผนภาพ HRเช่นเดียวกับซูเปอร์ไจแอนต์สีแดงดาว Wolf – Rayet สามารถเกิดขึ้นได้ในพื้นที่เดียวกันของแผนภาพ HR เช่นเดียวกับดาวยักษ์สีน้ำเงินที่ร้อนแรงที่สุดและดาวในลำดับหลัก

ดาวฤกษ์ลำดับหลักที่มีขนาดใหญ่และส่องสว่างที่สุดแทบจะแยกไม่ออกจากดาวฤกษ์ที่มีวิวัฒนาการอย่างรวดเร็ว พวกมันมีอุณหภูมิเกือบเท่ากันและความส่องสว่างที่ใกล้เคียงกันมากและมีเพียงการวิเคราะห์ที่ละเอียดที่สุดเท่านั้นที่สามารถแยกแยะคุณสมบัติของสเปกตรัมที่แสดงว่าพวกมันมีวิวัฒนาการไปจากลำดับหลักของ O-type ในช่วงต้นที่แคบไปยังบริเวณใกล้เคียงของ supergiants ประเภท O ในยุคแรก ๆ ซูเปอร์ไจแอนต์ประเภท O ยุคแรก ๆ ดังกล่าวมีคุณสมบัติหลายอย่างร่วมกับดาว WNLh Wolf – Rayet และบางครั้งถูกกำหนดให้เป็นสแลชสตาร์ซึ่งเป็นตัวกลางระหว่างทั้งสองประเภท

ดาวตัวแปรเรืองแสงสีน้ำเงิน (LBVs) เกิดขึ้นในบริเวณเดียวกันของแผนภาพ HR เป็นดาวยักษ์สีน้ำเงิน แต่โดยทั่วไปแล้วจะแยกประเภทกัน ดาวเหล่านี้มีวิวัฒนาการขยายขนาดใหญ่และส่องสว่างซึ่งมักจะเป็นไฮเปอร์ไจแอนต์ แต่มีความแปรปรวนของสเปกตรัมที่เฉพาะเจาะจงมากซึ่งท้าทายการกำหนดประเภทสเปกตรัมมาตรฐาน LBV ที่สังเกตได้เฉพาะในช่วงเวลาใดเวลาหนึ่งหรือในช่วงเวลาหนึ่งที่มีความเสถียรอาจถูกกำหนดให้เป็น supergiants ที่ร้อนแรงหรือเป็น LBV ที่เป็นตัวเลือกเนื่องจากความส่องสว่าง

Hypergiantsมักถูกมองว่าเป็นดาราประเภทอื่นจาก supergiants แม้ว่าในแง่ที่สำคัญทั้งหมดพวกเขาเป็นเพียงกลุ่ม supergiant ที่ส่องสว่างกว่า พวกมันมีวิวัฒนาการขยายใหญ่โตและส่องสว่างเหมือนดาวยักษ์ใหญ่ แต่มีขนาดใหญ่ที่สุดและส่องสว่างมากที่สุดและมีคุณสมบัติเพิ่มเติมโดยเฉพาะอย่างยิ่งในการสูญเสียมวลสูงเนื่องจากความส่องสว่างและความไม่เสถียรมาก โดยทั่วไปมีเพียง supergiants ที่มีการพัฒนามากขึ้นเท่านั้นที่แสดงคุณสมบัติที่มีขนาดใหญ่มากเนื่องจากความไม่เสถียรของมันเพิ่มขึ้นหลังจากการสูญเสียมวลสูงและความส่องสว่างเพิ่มขึ้นบางส่วน

ดาวB [e] บางดวงเป็นดาวเด่นแม้ว่าดาว B [e] ดวงอื่นจะไม่ชัดเจน นักวิจัยบางคนแยกแยะวัตถุ B [e] แยกจาก supergiants ในขณะที่นักวิจัยต้องการกำหนดดาว B [e] ที่มีวิวัฒนาการขนาดใหญ่เป็นกลุ่มย่อยของ supergiants สิ่งหลังนี้กลายเป็นเรื่องปกติมากขึ้นเมื่อเข้าใจว่าปรากฏการณ์ B [e] เกิดขึ้นแยกจากกันในประเภทของดวงดาวที่แตกต่างกันหลายประเภทรวมถึงบางดวงที่เห็นได้ชัดว่าเป็นเพียงช่วงชีวิตของ supergiants