- СВЕРХГИГАНТЫ
- СВЕРХГИГАНТЫ
-
- наиб. яркие звёзды, светимость к-рых превышает
и может достигать 
(
- светимостьСолнца). По двумерной спектральной классификации С. описываются как объекты светимостиклассовIa+, Ia, Iab, Ib (звёзды класса 1а + иногдаименуются 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). Поэмпирич. 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 классовобладают пылевыми оболочками, протяжённость к-рых может достигать неск. <тысяч собств. радиусов звёзд.У большинства С. наблюдается спектральная и фотометрич. переменностьразл. масштабов и периодичности, колебания блеска. Эти явления связаныс неустойчивостью протяжённых оболочек, пульсациями звёзд, прохождениемчерез оболочки ударных волн, нерегулярными движениями больших областейатмосфер С.
Звёзды с массами от
до 
попадаютв область Герцшпрунга - Ресселла диаграммы, занимаемую С. (т. е. <становятся С.), на наиб. поздних стадиях своей эволюции, когда у них формируютсяуглеродно-кислородные ядра, окружённые тонкими слоевыми источниками энерговыделения(см. Эволюция звёзд). Менее массивные звёзды никогда не достигаютстадии С.Звёзды с массами от
до 
проводятв области С. практически всё своё время жизни, более массивные звёзды покидаютобласть 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 ~10-5
узвёзд наиб. ранних и наиб. поздних спектральных классов. У горячих С. истечениевещества происходит под действием давления излучения в резонансных линияхв УФ-области спектра, у наиб. холодных С.- под действием давления излученияна пыль и молекулы, к-рые передают импульс газу. Механизм потери веществаобъектами промежуточных спектральных классов пока не вполне ясен. С. смассами, меньшими 
,в результате потери вещества превращаются в окружённые плотными газопылевымиоболочками т. н. OH/IR-звёзды, излучающие преим. в ИК- и радиодиапазонахспектра, затем - в ядра планетарных туманностей и оканчивают эволюциюбелыми карликами. С. с массами от 
до(40
10)
к моменту выгорания в их недрах ядерного горючего обладают протяжённымиоболочками и взрываются как сверхновые звёздыII типа, образуя нейтронныезвёзды. Более массивные С. теряют оболочки на стадии горения водорода вядре и покидают область С. на диаграмме Герцшпрунга - Ресселла, становясьгорячими 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 интенсивногоядерного горения, где происходит синтез хим. элементов. При взрывах С. <как сверхновых н выбросах ими оболочек происходит обогащение межзвёзднойсреды тяжёлыми элементами.
Лит.: Ягер К. де, Звезды наибольшей светимости, пер. с англ.,М., 1984. Л. Р. Юнгелъсон.
Физическая энциклопедия. В 5-ти томах. — М.: Советская энциклопедия. Главный редактор А. М. Прохоров. 1988.
.
