Pređi na sadržaj

Supergigantske zvezde

S Vikipedije, slobodne enciklopedije

Supergiganti su jedni od najmasivnijih i najsvetlijih zvezda. Supergigantske zvezde okupiraju gordnji region Hercšprung—Raselovog dijagrama sa apsolutnim zvezdanim veličinama između -3 i -8. Temperatura im se kreće od 3,450 K do preko 20,000 K.

Definicija[uredi | uredi izvor]

Naziv supergigant, primenjen na zvezdi, nema jedinstvenu definiciju. Izraz gigantska zvezda je prvi iskoristio Ejnar Hercšprung kad je postalo očigledno da većina zvezda pripada u dva posebna regiona Hercšprung—Raselovog dijagrama. Jedan region je imao veće i svetlije zvezde spektralne klase A do M i dobio je ime gigant.[1] Kako su im nedostajale bilo koje merljive paralakse, postalo je očigledno da su neke od ovih zvezda značajno veće i svetlije od većine, i izraz super-gigant se brzo usvojio kao supergigant.[2][3][4]

Četiri najsvetlije zvezde u NGC 4755 su plavi supergiganti, sa crvenim supergigantom u centru.

Klasa spektralne luminoznosti[uredi | uredi izvor]

Supergiganti mogu biti indetifikovani na osnovu njihovog spektra, sa prepoznatljivim linijama osetljive na visoku luminoznost i nisku površinsku gravitaciju.[5][6] 1897. godine, Antonija Mori je podelila zvezde na osnovu širine njihovih spektralnih linija, sa klasom "c" koja označava zvezde sa najužom linijom. Iako se tada nije znalo, to su bile najluminoznije zvezde.[7] 1943. godine Morgan i Kinan su formalizovali definisanje klasa spektralne luminoznosti, sa klasom "I" koja označava superigantske zvezde.[8] Isti sistem od MK klasa luminoznosti se koristi danas, sa usavršavanjima zasnovanim na povećanoj rezoluciji savremenih spektra.[9] Supergiganti se pojavljuju u svakoj spektralnoj klasi, od mlade plave klase O do visoko evoluirane crvene klase M. Zvog toga što su veće u poređenju sa džinovskim zvezdama i zvezdama glavnog reda istog spektralnog tipa, imaju manju površinsku gravitaciju, a promene se mogu primetiti u profilima njihovih linija. Supergiganti su takođe evoluirane zvezde sa visokim nivoima teških elemenata za razliku od zvezda glavnog niza. To je osnova MK sistema luminoznosti koji zvezdama dodeljuje liminozne klase, samo posmatranjem njihovog spektra.

Pored promena linije usled niske površinske gravitacije i proizvoda fuzije, najluminoznije zvezde imaju visoke stope gubitka mase i oblake proteranih cirkularnih materijala koji mogu proizvesti linije emisije ili zabranjene linije. MK sistem daje zvezdama klase luminoznosti: lb za supergigante; la za luminozne supergigante; i 0 (nula) ili la+ za hipergigante.

Evolucijski supergiganti[uredi | uredi izvor]

Supergiganti se takođe mogu definisati kao specifična faza u evolucionoj istoriji određenih zvezda. Zvezda sa početnim masama iznad 8-10 M☉ brzo započnu fuziju jezgra helijuma nakon što su potrošili vodonik, i nastavljaju fuziju težih elemenata dok ne razviju gvozdeno jezgro, u tom trenutku se jezgro urušava i nastaje supernova tipa 2. Nakon što ove masivne zvezde napuste glavni niz, atmosfera ima se naduvava, i postaju supergiganti. Zvezde ispod 10 M☉ nikad neće formirati gvozdeno jezgro i u evolucijskom smislu nikad neće postati supergiganti, ipak mogu da dostugnu luminoznost hiljadu puta veću od sunca. One ne mogu da rade fuziju ugljenika i težih elemenata nakon što je helijum potrošen, tako da na kraju izgube spoljašnje slojeve, ostavljajući jezgro belog patuljka. Faza kada ovim zvezdama gori omotač vodonika i helijuma naziva se asimptotska gigantska grana (AGG), jer zvezde postepeno postaju sve luminoznije klase M.

Kategorizacija evoluiranih zvezda[uredi | uredi izvor]

Postoji nekoliko kategorija evoluiranih zvezda koje nisu supergiganti u evolucijskom smislu ali mogu pokazati specijalne karakteristike ili imaju luminoznost kao supergiganti.

AGG i post-AGG zvezde su visoko evoluirani crveni džinovi niske mase sa luminoznosti koja može da se poredi sa crvenim supergigantima veće mase, ali zbog njihove niske mase, dok su u različitim fazama razvoja (sagorevanje helijumskog omotača), i dok se njihovi životi završavaju na različite načine (planetarna maglina i beli patuljak, a ne supernova), astrifizičari više vole da ih drže odvojeno. Linija razdvajanja postaje mutna na oko 7-10 M☉ (ili čak na oko 12 M☉, kod nekih modela[10]) gde zvezde počinju da se podvrgavaju fuziji elemenata težih od helijuma. Specijalisti koji proučavaju ove zvezde često ih nazivaju super AGG zvezdama, pošto imaju mnogo svojstva zajedničkih sa AGG, poput termalnog pulsiranja. Drugi ih opisuju kao supergigante niske mase jer počinju da sagorevaju elemente teže od helijuma i mogu da eksplodiraju kao supernova[11]. Mnoge post-AGG zvezde dobijaju spektralne tipove sa supergigantskom luminoznom klasom. Na priper RV Tauri ima la (svetao supergigant) klasu luminoznosti iako ima manju masu od sunca. Neke AGG zvezde takođe dobijaju supergigantsku luminoznu klasu.

Klasični Cefidi tipično imaju supergigantsku luminoznu klasu, iako će samo najluminoznije i najmasovnije razviti gvozdeno jezgro. Većina njih su zvezde srednje mase koje rade fuziju helijuma u njihovim jezgrima i na kraju će preći na AGG. Delta Cefej je primer sa luminoznošću od 2,000 L☉ i masom od 4.5 M☉.

Volf-Rajeove zvezde su takođe luminozne evoluirane zvezde visoke mase, vrelije i manje od većine supergiganta, vizuelno manje svetlije ali češće luminoznije zbog njigove visoke temperature. Helijum i drugi teži elementi dominiraju njihov spektar, obično sa malo ili bez vodonika, što je trag za njihovu prirodu kao zvezde više evoluirane od supergiganta. Kao što se AGG zvezde pojavljuju u skoro svakom regionu HR diagrama kao supergiganti, Volf-Rajeove zvezde mogu da se pojave u istom regionu HR diagrama kao najvreliji plavi supergiganti i zvezde glavnog niza.

Najmasovnije i najluminoznije zvezde glavnog niza se skoro nerazlikuju od supergiganta u koje brzo evoluiraju. Imaju skoro indentične temperature i veoma sličnu luminoznost, i samo najdetaljnija analiza može da otkrije specijalne karakteristike koje pokazuju da su evoluirale dalje od ranog O tipa zvezde glavnog niza u rani O tip supergiganta.

Luminozne plave promenljive (LPP) zvezde pojavljuju se u istom regionu HR diagrama kao plavi supergiganti ali su obično odvojeno klasifikovani. To su evoluirane, proširene, masivne i luminozne zvezde, često hipergiganti, ali iimaju veoma specifičnu sprektralnu promenljivost, što prkosi dodavanje standardnog spektralnog tipa. LPP posmatrane samo u određeno vreme ili tokom određenog vremenskog perioda kada su stabilne, mogu se označiti kao vrući supergiganti ili kao kandidati LPP zbog njihove luminoznosti.

Hipergiganti se često tretiraju kao dugačija kategorija zvezde od supergiganta, iako su samo lumonoznija kategorija supergiganta. To su evoluirane, proširene, masivne i luminozne zvezde kao supergiganti, ali u najmasovnijem i najluminoznijem ekstremu, sa posebnim dodatnim svojstvima i sa velikim gubitkom mase zbog ekstremne luminoznosti i nestabilnosti. Generalno samo razvijeniji supergiganti pokazuju hipergigantska svojstva, jer se njihova nestabilnost povećava nakon velikog gubitka mase i određenog povećanja luminoznosti.

Neke B[e] zvezde su supergiganti iako druge B[e] zvezde nisu. Neki istraživači razlikuju B[e] objekte kao odvojene od supergiganta, dok neki više vole da definišu masivne B[e] zvezde kao podgrupa supergiganta.

Svojstva[uredi | uredi izvor]

Disk i atmosfera Betelgeza

Supergiganti imaju masu od 8 do 12 puta veću od sunca (M☉), i luminoznost od 1,000 do preko milion puta veću od sunca (L☉). Supergiganti variraju u prečniku, obično od 30 do 500, nekad čak i preko 1,000 sunčevih radijusa (R☉). One su dovoljno masivne da započnu sagorevanje helijumskog jezgra pre nego što jezgro postane degenerirano, One uspešno nastavljaju da sagorevaju teške elemente, obično sve do gvožđa. Takođe zbog njihove mase suđeno im je da eksplodiraju kao supernove.

Stefan—Bolcmanov zakon diktira da relativno hladna površina crvenog supergiganta zrače mnogo manje energije po jedinici površine nego plavi supergiganti; stoga za datu luminoznost, crveni supergiganti su veći od plavih. Radijacioni pritisak ograničava najveće hladne supergigante na oko 1,500-2,600 R☉ i najmasovnije vruće supergigante na oko milion L☉. Zvezde blizu ili preko ovih granica postaju nestabilne, pulsiraju i brzo gube masu.

Površinska gravitacija[uredi | uredi izvor]

Klasa supergigantske luminoznosti se dodeljuje na osnovu spektralnih karakteristika koje mere površinsku gravitaciju, iako na takve zvezde utiču druga svojstva kao što je mikroturbelencija. Supergiganti tipično imaju površinsku gravitaciju od oko log(g) 2.0 cgs i niže, iako svetli džinovi (luminoznost klase 2) statistički imaju veoma sličnu površinsku gravitaciju kao i normalni lb supergiganti.[12] Hladni luminozni supergiganti imaju manju površinsku gravitaciju, a (nestabilne) zvezde sa najvećom luminoznošću imaju log(g) od oko nula.[13] Vreliji supergiganti, čak i najluminozniji, imaju površinsku gravitaciju od oko jedan, zbog njihove visoke mase i prečnika.[14]

Temperatura[uredi | uredi izvor]

Postoje supergiganti svakakvih sprektralnih klasa i svakakvih temperatura od mid-M klase zvezda od oko 3,000-3,450 K do najvrelijih O klasa zvezda preko 40,000 K. Supergiganti obično nisu hladniji od mid-M klase. Ovo se očekuje i teoretski jer bi bili katastrofalno nestabilne; ipak, postoje potencijalni izuzeci kod ekstremnih zvezda kao što je VH Sagitari.[13]

Iako supergiganti postoje u svakoj klasi od O do M, većina su spektralnog tipa B, više od svih drugih spektralnih klasa zajedno. Mnogo manja grupa se sastoji od G-tipa supergiganta veoma niskih luminoznosti, zvezde srednjih masa koje sagorevaju helijum u njihovim jezgrima pre nego što dostignu asimptotsku gigantsku granu. Posebna grupa je sačinjena od visoko-luminoznih supergiganta od rane B (B0-2) i veoma kasne O (O9.5), češće čak i od zvezda glavnog niza tih spektralnih tipova.[15]

Relativni broj plavih, žutih i crvenih supergiganta pokazatelj je brzine evolucije zvezda i koristi se kao moćan test modela evolucije masivnih zvezda.[16]

Luminoznost[uredi | uredi izvor]

Supergiganti se nalaze na horizontalnom pojasu i okupiraju ceo gornji deo HR diagrama, ali postoje neke varijacije sa različitim spektralnim tipovima. Ove varijacije delom nastaju zvog različitih metoda za dodelu klasa luminoznosti na različitim spektralnim tipovima, i delom zbog fizičkih razlika zvezda.

Bolometrijska luminoznost zvezde odražava njeno ukupno elektromagnetno zračenje na svim talasnim dužinama. Za veoma vruće i veoma hladne zvezde, bolometrijska luminoznost je mnogo veća od vizuelne luminoznosti, nekada nekoliko ili čak pet puta veća. Bolometrijska ispravka je odprilike jedna veličina za srednje V, kasne K i rane M zvezde.

Svu supergiganti su veći i luminozniji od zvezda glavnog niza iste temperature. To znači da vrući supergiganti leže na relativno uskom pojasu iznad svetlih zvezda glavnog niza. B0 zvezda glavnog niza ima apsolutnu zvezdanu veličinu od oko -5, što znači da su svi B0 supergiganti značajno svetliji od apsolutne zvezdane veličine -5. Biometrijske luminoznosti za najbleđe plave supergigante je na desetine hiljada puta veća od sunca (L☉). Najsvetliji mogu da imaju iznad milion L☉ i često su nestabilni.

Najvreliji supergiganti sa ranim O spektralnim tipovima javljaju se u izuzetno uskom rasponu luminoznosti, iznad O zvezda glavnog niza sa visokom luminoznošću. Nisu posebno klasifikovani u normalne i luminozne supergigante, ali obično imaju druge spektralne modifikatore kao što su "f" za emisiju azot i helijuma.[17]

Žuti supergiganti mogu biti značajno slabiji od apsolutne zvezdane veličine -5, kao što neki imaju na primer -2. Sa bolometrijskom ispravkom od oko nule, mogu biti samo nekoliko stotina puta luminozniji od sunca. To nisu masivne zvezde, ipak; umesto toga, to su zvezde srednje mase koje imaju posebno niske površinske gravitacije, često zbog nestabilnosti. Ove zvezde srednje mase se klasifikuju kao supergiganti tokom realtivno dugotrajne faze njihove evolucije, i predstavljaju veliki broj žutih supergiganta niske luminoznosti. Najluminoznije žute zvezde, žuti hipergiganti, su vizuelno među najsvetlijim zvezdama. sa apsolutnom zvezdanom veličinom oko -9, ipak i dalje manje od milion L☉.

Postoji stroga gornja granica luminoznosti crvenih supergiganta od oko pola miliona L☉. Zvezde koje bi bile svetlije od te granice bi tako brzo izbacile svoje spoljašnje slojeve da bi ostali vrući supergiganti nakon što napuste glavni niz. Većina crvenih supergiganta su 10-15 M☉ zvezde glavnog niza i imaju luminoznost ispod 100,000 L☉, i postoji vrlo malo svetlih supergiganta M klase.[15] Zvezde sa najmanjom lumunoznošću klasifikovane kao crveni supergiganti su jedne od najsvetlijih AGG zvezda, previše proširene i nestabilne zvezde sa malom masom kao što su promenljive zvezde vrste RV Bika. Većina AGG zvezda ima luminoznu klasu giganta ili svetlog giganta, ali samo posebno nestabilne zvezde mogu dobiti klasifikaciju supergiganta. Najbleđi crveni supergiganti imaju apsolutnu zvezdanu veličinu od oko -3.

RS Pupis je supergigant i Klasični Cefid

Promenljivost[uredi | uredi izvor]

Dok većina supergiganta kao što su poluregularni promenljivi i nepravilno promenljivi pokazuje neki stepen fotometrijske promenljivosti, neke vrste promenljivosti kod supergiganta su dobro definisani. Traka nestabilnosti prolazi kroz region supergiganta, i mnogo žutih supergiganta su Klasični Cefidi. Isti taj region nestabilnosti proširuje se i na još luminoznije žute supergigante, vrlo retka i kratkortajna klasa luminoznih supergiganta.

Drugi tipovi promenljivih zvezda kao što su promenljive zvezde vrste RB Bika i RV Teleskopa se često opisuju kao supergiganti. RV Tau zvezde često imaju spektralni tip sa klasom liminoznih supergiganta zbog male površinske gravitacije, i one su među najluminoznijim AGG i post-AGG zvezdama, i imaju masu sličnu suncu; isto tako, još ređe promenljive zvezde vrste PV Tel su često klasifikovane kao supergiganti, ali imaju manju luminoznost od supergiganta. Moguće je da su oni post-AGG objekti ili "ponovo rođene" AGG zvezde.

Luminozne plave promenljive zvezde (LPP) su promenljive sa nekoliko poliregularnim periodima i manje predvidljivim erupcijama i džinovskim eksplizijama. Oni su obično supergiganti ili hipergiganti, ekstremno luminozne, masivne, evoluirane zvezde sa proširenim spoljašnjim slojevima, ali su toliko prepoznatljive i neobične da se često tretiraju kao posebna kategorija i nisu tretirani kao supergiganti ili nemaju supergigantski spektralni tip. Često ime se spektralni tip daje kao "LPP" zato što imaju jedinstvene i visoke spektralne karakteristike, sa temperaturama koje variraju od oko 8,000 K u eksplizijama do 20,000 K ili više dok su "mirne".

Hemijsko obilje[uredi | uredi izvor]

Obilje raznih elemenata na površini supergiganta je drugačije od manje luminoznih zvezda. Supergiganti su evoluirane zvezde i mogu biti podvrgute konvekciji proizvoda fuzije do površine.

Hladni supergiganti pokazuju pojačan helijum i azot na površini zbog konvekcije proizvoda fuzije do površine tokom glavnog reda masivnih zvezda, do gubitka spoljnih slojeva zvezde. Helijum se fuzijom vodonika i azota formira u jezgru i omotaču koji se nakuplja u odnosu na ugljenik i kiseonik tokom fuzije CNO ciklusa. U isto vreme, obilje ugljenika i kiseonika se smanjuje.[18] Crveni supergiganti se izdvajaju od luminoznih ali manje masivnih AGG zvezda po neobičnim hemikalijama na površini.

Vreliji supergiganti pokazuju različite nivoe količine azota. Ovo može biti posledica različitih nivoa mešanja na glavnom nizu usled rotacije ili zato što su neki plavi supergiganti novo evoluirani iz glavnog niza, dok su drugi prethodno prolazi kroz crvenu supergigantsku fazu. Post-crveni supergiganti imaju uglavnom veći nivo azota u odnosu na ugljenik zbog konvekcije materijala obrađenog sa CNO procesom na površini i potpunog gubitka spoljnih slojeva. Povećanje helijuma na površini je takođe veće kod post-crvenih supergiganta, i predstavlja više od trećine atmosfere.[19][20]

Evolucija[uredi | uredi izvor]

O tip glavnog niza zvezda i najmasovnije B tip plavo-bele zvezde postaju supergiganti. Zbog njihovih ekstremnih masa, imaju kratkotrajan život, između 30 miliona godina i nekoliko stotina hiljada godina.[21] One se obično posmatraju u mladim galaktičkim strukturama kao što su rasejana zvezdana jata, ruke spiralne galaksije i u nepravilnim galaksijama. Manje su prisutne u izbočinama spiralnih galaksija i retko se posmatraju u eliptičkim galaksijama ili zbijenim zvezdanim jatima, koje se uglavnom sastoje od starih zvezda.

Supergiganti nastaju kada zvezdama glavnog niza ponestane vodonika u jezgrima, i u tom trenutku kreću da se šire, kao zvezde niže mase. Ali nasuprot zvezdama niže mase one počinju fuziju helijuma u njihovim jezgrima nedugo nakon što istroše njihov vodonik. To znači da ne povećavaju njihovu svetlost kao što to rade zvezde niže mase, i napreduju skoro horizontalno na cšprung—Raselovom dijagramu i postaju crveni giganti. Takođe nasiprot zvezdama niže mase, crveni supergiganti su dovoljno masivni da rade fuziju elemenata težih od helijuma, tako da one izduvavaju njihovu atmosferu kao planetarna maglina nakon perioda sagorevanja vodonika i helijuma; umesto toga, one nastavljaju da sagorevaju teže elemente u njihovim jezgrima dok se ne uruše. One ne mogu da izgube dovoljno mase da postanu beli patuljci, već obično nakon urušavanja jezgra i supernove postaju neutronska zvezda ili crna rupa.

Zvezde masovnije od 40 M☉ ne mogu da postanu crveni supergiganti. Zato što sagore prebrzo i gube njihove spoljašnje slojeve prebrzo, mogu da dosegnu stanje plavog supergiganta, ili možda žutog hipergiganta, pre nego što opet postaju vrelije zvezde. Najmasovnije zvezde, iznad 100 M☉, se skoro uopšte ne pomeraju sa njihove pozicije kao O tip zvezda glavnog niza. One mešaju vodonik od površine do jezgra, i nastavljaju da rade fuziju vodonika dok ga skoro do kraja ne potroše, zatim brzo evoluiraju kroz seriju stanja sličnih vrućih i svetlih zvezda: supergiganti, VNh, VN i verpvatno VC ili VO tipovi zvezda. Od njih se očekuje da eksplodiraju kao supernova, ali nije sigurno koliko evoluiraju pre nego što se to desi. Postojanje ovih supergiganta koji još uvek sagorevaju vodonik u svojim jezgarima možda zahteva malo složeniju definiciju supergiganta: masivna zvezda sa povećanom veličinom i sjajem zbog nakupljanje proizvoda fuzije, ali još uvek sa malo vodonika.[22]

Veruje se da su prve zvezde u univerzumu bile dosta sjajnije i masovnije nego zvezde u modernom univerzumu. Postojanje teoretizovanih zvezda populacije 3 je potrebno za posmatranje drugih elemenata osim vodonika i helijuma u kvazarima. Verovatno veće i svetlije od bilo kog danas poznatog supergiganta, njihova struktura je bila sasvim drugačija sa smanjenom konvekcijom i manjim gubitkom mase. Njihovi veoma kratki životi su se verovatno završili u nasilnim fotodisintegracijama ili supernovom nestabilnih parova.

Potomci supernove[uredi | uredi izvor]

Veruje se da su crveni supergiganti predci većine supernova tipa 2, dok su manje češće supernove tipa lb/c proizvodi toplijih Volf-Rajeovih zvezda koje su potpuno izgubile svoje vodonične atmosfere.[23] Supergigantima je skoro po definiciji suđeno da završe svoj život nasilno. Zvezde dovoljno velike da započnu fuziju elemenata težih od helijuma nemaju drugačiji način da izgube dovoljno mase da izbegnu katasrofalno urušavanje jezgra, mada se neke mogu urušiti, skoro bez traga, u njihove centralne crne rupe.Međutim pokazalo se da su jednostavni "luk" modeli koji prikazuju crvene supergigante kako se neizbežno razvijaju do gvozdenog jezgra i onda eksplodiraju previše simplistički. Potomak čudne tip 2 sipernove Supernova 1987A je bio plavi supergigant,[24] misleći da je prošao kroz crvenu supergigantsku fazu njegovog života, sada se zna da je to daleko od izuzetne situacije. Mnoga istraživanja se sada fokusiraju na to kako plavi supergiganti mogu da eksplodiraju kao supernova dok crveni supergiganti mogu da prežive i opet postanu vreliji supergiganti.[25]

Poznati primeri[uredi | uredi izvor]

Supergiganti su retke i kratkotrajne zvezde, ali zbog njihove viske luminoznosti mnoge se mogu videti golim okom, uključujući neke od najsvetlijih zvezda na nebu. Rigel, najsvetlija zvezda u sazvežđu Orion je tipičan plavo-beli supergigant; Deneb je najsvetlija zvezda u sazvežđu Labud i beli je supergigant; Betelgez, Antares i UI Skuti su crveni supergiganti. Mu Kefei je jedna od najcvenijih zvezda koje se mogu videti golim okom i jedna je od najvećih u našoj galaksiji.

Vidi još[uredi | uredi izvor]

Planetarna maglina

Maglina

Zvezdano jato

Reference[uredi | uredi izvor]

  1. ^ Russell, Henry Norris. „Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars”. PA (na jeziku: engleski). 22: 275—294. ISSN 0197-7482. 
  2. ^ Payne, Cecilia H.; Chase, Carl T. „The Spectrum of Supergiant Stars of Class F8.”. HarCi (na jeziku: engleski). 300: 1—10. 
  3. ^ Shapley, Harlow. „S Doradus, a Super-giant Variable Star”. BHarO (na jeziku: engleski). 814: 1—2. ISSN 0891-3943. 
  4. ^ Henroteau, F. (1926). „An international co-operation for the photographic study of Cepheid variables”. PA (na jeziku: engleski). 34: 493. ISSN 0197-7482. 
  5. ^ Spitzer, Lyman. „Spectra of M Supergiant Stars.”. ApJ (na jeziku: engleski). 90: 494. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/144121. 
  6. ^ Pannekoek, A. „Surface gravity in supergiant stars”. BAN (na jeziku: engleski). 8: 175. ISSN 0365-8910. 
  7. ^ „A History of Astronomy. A. Pannekoek”. Isis. 54 (4): 494—495. 1963-12-01. ISSN 0021-1753. doi:10.1086/349775. 
  8. ^ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification (na jeziku: engleski). 
  9. ^ Gray, R. O.; Napier, M. G.; Winkler, L. I. (2001-04-01). „The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. I. Precise Spectral Types for 372 Stars”. AJ (na jeziku: engleski). 121 (4): 2148—2158. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/319956. 
  10. ^ Siess, L. (2006-03-01). „Evolution of massive AGB stars. I. Carbon burning phase”. A&A (na jeziku: engleski). 448 (2): 717—729. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20053043. 
  11. ^ Poelarends, A. J. T.; Herwig, F.; Langer, N.; Heger, A. (2008-03-01). „The Supernova Channel of Super-AGB Stars”. ApJ (na jeziku: engleski). 675 (1): 614—625. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/520872. 
  12. ^ Gray, R. O.; Graham, P. W.; Hoyt, S. R. (2001-04-02). „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”. AJ (na jeziku: engleski). 121 (4): 2159—2172. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/319957. 
  13. ^ a b Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. a. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges (2005-08-01). „The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought”. ApJ (na jeziku: engleski). 628 (2): 973—985. ISSN 0004-637X. doi:10.1086/430901. 
  14. ^ Clark, J. S.; Najarro, F.; Negueruela, I.; Ritchie, B. W.; Urbaneja, M. A.; Howarth, I. D. (2012-05-01). „On the nature of the galactic early-B hypergiants”. A&A (na jeziku: engleski). 541: A145. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/201117472. 
  15. ^ a b Sowell, J. R.; Trippe, M.; Caballero-Nieves, S. M.; Houk, N. (2007-09-01). „H-R Diagrams Based on the HD Stars in the Michigan Spectral Catalogue and the Hipparcos Catalog”. AJ (na jeziku: engleski). 134 (3): 1089—1102. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/520060. 
  16. ^ Massey, Philip; Olsen, K. a. G. (2003-12-01). „The Evolution of Massive Stars. I. Red Supergiants in the Magellanic Clouds”. AJ (na jeziku: engleski). 126 (6): 2867—2886. ISSN 0004-6256. doi:10.1086/379558. 
  17. ^ Sota, A.; Maíz Apellániz, J.; Walborn, N. R.; Alfaro, E. J.; Barbá, R. H.; Morrell, N. I.; Gamen, R. C.; Arias, J. I. (2011-04-01). „The Galactic O-Star Spectroscopic Survey. I. Classification System and Bright Northern Stars in the Blue-violet at R ~ 2500”. ApJS (na jeziku: engleski). 193 (2): 24. ISSN 0067-0049. doi:10.1088/0067-0049/193/2/24. 
  18. ^ Lançon, A.; Hauschildt, P. H.; Ladjal, D.; Mouhcine, M. (2007-06-01). „Near-IR spectra of red supergiants and giants. I. Models with solar and with mixing-induced surface abundance ratios”. A&A (na jeziku: engleski). 468 (1): 205—220. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20065824. 
  19. ^ Georgy, C.; Saio, H.; Meynet, G. (2014-03-01). „The puzzle of the CNO abundances of α Cygni variables resolved by the Ledoux criterion.”. MNRAS (na jeziku: engleski). 439: L6—L10. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnrasl/slt165. 
  20. ^ Smartt, S. J.; Lennon, D. J.; Kudritzki, R. P.; Rosales, F.; Ryans, R. S. I.; Wright, N. (2002-09-01). „The evolutionary status of Sher 25 - implications for blue supergiants and the progenitor of SN 1987A”. A&A (na jeziku: engleski). 391: 979—991. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361:20020829. 
  21. ^ „Stellar evolution on the main sequence”. spiff.rit.edu. Pristupljeno 2020-05-20. 
  22. ^ Ekström, S.; Georgy, C.; Meynet, G.; Groh, J.; Granada, A. (2013-05-01). „Red supergiants and stellar evolution”. EAS (na jeziku: engleski). 60: 31—41. ISSN 1633-4760. doi:10.1051/eas/1360003. 
  23. ^ Groh, Jose H.; Meynet, Georges; Georgy, Cyril; Ekström, Sylvia (2013-10-01). „Fundamental properties of core-collapse supernova and GRB progenitors: predicting the look of massive stars before death”. A&A (na jeziku: engleski). 558: A131. ISSN 0004-6361. doi:10.1051/0004-6361/201321906. 
  24. ^ Lyman, J. D.; Bersier, D.; James, P. A. (2014-02-01). „Bolometric corrections for optical light curves of core-collapse supernovae”. MNRAS (na jeziku: engleski). 437 (4): 3848—3862. ISSN 0035-8711. doi:10.1093/mnras/stt2187. 
  25. ^ Van Dyk, Schuyler D.; Li, Weidong; Filippenko, Alexei V. (2003-01-01). „A Search for Core-Collapse Supernova Progenitors in Hubble Space Telescope Images”. PASP (na jeziku: engleski). 115 (803): 1—20. ISSN 0004-6280. doi:10.1086/345748. 

Spoljašnje veze[uredi | uredi izvor]

Preuzeto iz „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Супергигантске_звезде&oldid=27825505”