к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ  

РЕАЛЬНАЯ ФИЗИКА

Глоссарий по физике
А  Б  В  Г  Д  Е  Ж  З  И  К  Л  М  Н  О  П  Р  С  Т  У  Ф  Х  Ц  Ч  Ш  Э  Ю  Я  

Сверхгиганты
Сверхгиганты - наиб. яркие звёзды, светимость к-рых превышает и может достигать ( - светимость Солнца). По двумерной спектральной классификации С. описываются как объекты светимости классов Ia+, Ia, Iab, Ib (звёзды класса 1а+ иногда именуются также гипергигантами или сверхсверхгигантами). Традиционно С. подразделяются на голубые (спектральных классов О, В и А), жёлтые (F, G) и красные (К и М, см. также Красные гиганты и сверхгиганты ).По эмпирич. оценкам массы С. достигают 50-60, однако возможно существование объектов с массой до. Радиусы С. составляют от ~10 у звёзд ранних спектральных классов до ~1000 у звёзд наиб. поздних спектральных классов. Кроме того, С. поздних классов обладают пылевыми оболочками, протяжённость к-рых может достигать неск. тысяч собств. радиусов звёзд. 

У большинства С. наблюдается спектральная и фотометрич. переменность разл. масштабов и периодичности, колебания блеска. Эти явления связаны с неустойчивостью протяжённых оболочек, пульсациями звёзд, прохождением через оболочки ударных волн, нерегулярными движениями больших областей атмосфер С. 

Звёзды с массами от до попадают в область Герцшпрунга - Ресселла диаграммы, занимаемую С. (т. е. становятся С.), на наиб. поздних стадиях своей эволюции, когда у них формируются углеродно-кислородные ядра, окружённые тонкими слоевыми источниками энерговыделения (см. Эволюция звёзд ).Менее массивные звёзды никогда не достигают стадии С. 

Звёзды с массами от до проводят в области С. практически всё своё время жизни, более массивные звёзды покидают область г.. в конце или после завершения стадии горения водорода в ядре. 

Одним из осн. факторов, определяющих эволюцию С., является потеря вещества, скорость к-рой составляет от ~10-8 у звёзд спектрального класса А до ~10-5у звёзд наиб. ранних и наиб. поздних спектральных классов. У горячих С. истечение вещества происходит под действием давления излучения в резонансных линиях в УФ-области спектра, у наиб. холодных С.- под действием давления излучения на пыль и молекулы, к-рые передают импульс газу. Механизм потери вещества объектами промежуточных спектральных классов пока не вполне ясен. С. с массами, меньшими, в результате потери вещества превращаются в окружённые плотными газопылевыми оболочками т. н. OH/IR-звёзды, излучающие преим. в ИК- и радиодиапазонах спектра, затем - в ядра планетарных туманностей и оканчивают эволюцию белыми карликами. С. с массами отдо (40 10) к моменту выгорания в их недрах ядерного горючего обладают протяжёнными оболочками и взрываются как сверхновые звёзды II типа, образуя нейтронные звёзды. Более массивные С. теряют оболочки на стадии горения водорода в ядре и покидают область С. на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, становясь горячими гелиевыми Вольфа - Райе звёздами. Последние, завершив эволюцию, также взрываются как сверхновые (типа Ib), образуя нейтронные звёзды и, возможно, чёрные дыры. 

Для С. поздних спектральных классов характерны многочисл. аномалии хим. состава, связанные с проникновением конвекции из оболочки в область интенсивного ядерного горения, где происходит синтез хим. элементов. При взрывах С. как сверхновых н выбросах ими оболочек происходит обогащение межзвёздной среды тяжёлыми элементами.

Литература по 

1. Ягер К. де, Звезды наибольшей светимости, пер. с англ., М., 1984. Л. Р. Юнгелъсон. 

к библиотеке  к оглавлению  FAQ по эфирной физике  ТОЭЭ  ТЭЦ  ТПОИ  ТИ