Supergigante - Supergiant
Supergiganti sono tra i più imponenti e più luminose stelle . Le stelle supergiganti occupano la regione superiore del diagramma di Hertzsprung-Russell con magnitudini visive assolute tra circa -3 e -8. L'intervallo di temperatura delle stelle supergiganti va da circa 3.400 K a oltre 20.000 K.
Definizione
Il titolo supergigante, applicato a una stella, non ha un'unica definizione concreta. Il termine stella gigante fu coniato per la prima volta da Hertzsprung quando divenne evidente che la maggior parte delle stelle cadeva in due regioni distinte del diagramma Hertzsprung-Russell . Una regione conteneva stelle più grandi e luminose dei tipi spettrali da A a M e ricevette il nome di gigante . Successivamente, poiché mancavano di qualsiasi parallasse misurabile, divenne evidente che alcune di queste stelle erano significativamente più grandi e più luminose della massa, e nacque il termine supergigante , rapidamente adottato come supergigante .
Classe di luminosità spettrale
Le stelle supergiganti possono essere identificate in base ai loro spettri, con linee distintive sensibili all'elevata luminosità e alla bassa gravità superficiale . Nel 1897, Antonia C. Maury aveva diviso le stelle in base all'ampiezza delle loro linee spettrali, con la sua classe "c" che identificava le stelle con le linee più strette. Sebbene all'epoca non fosse noto, queste erano le stelle più luminose. Nel 1943, Morgan e Keenan formalizzarono la definizione delle classi di luminosità spettrale, con la classe I riferita alle stelle supergiganti. Lo stesso sistema di classi di luminosità MK è ancora utilizzato oggi, con perfezionamenti basati sulla maggiore risoluzione degli spettri moderni. Le supergiganti si trovano in ogni classe spettrale, dalle giovani supergiganti blu di classe O alle supergiganti rosse di classe M altamente evolute . Poiché sono ingrandite rispetto alla sequenza principale e alle stelle giganti dello stesso tipo spettrale, hanno gravità superficiale inferiore e si possono osservare cambiamenti nei loro profili di linea. Le supergiganti sono anche stelle evolute con livelli più elevati di elementi pesanti rispetto alle stelle della sequenza principale. Questa è la base del sistema di luminosità MK che assegna le stelle alle classi di luminosità semplicemente osservando i loro spettri.
Oltre ai cambiamenti di linea dovuti alla bassa gravità superficiale e ai prodotti di fusione, le stelle più luminose hanno alti tassi di perdita di massa e conseguenti nubi di materiali circumstellari espulsi che possono produrre linee di emissione , profili P Cygni o linee proibite . Il sistema MK assegna le stelle alle classi di luminosità: Ib per le supergiganti; Ia per le supergiganti luminose; e 0 (zero) o Ia + per gli ipergiganti. In realtà c'è molto più di un continuum che di bande ben definite per queste classificazioni, e classificazioni come Iab sono usate per supergiganti di luminosità intermedia. Gli spettri supergiganti sono frequentemente annotati per indicare peculiarità spettrali , ad esempio B2 Iae o F5 Ipec .
Supergiganti evolutivi
Le supergiganti possono anche essere definite come una fase specifica nella storia evolutiva di alcune stelle. Le stelle con masse iniziali superiori a 8-10 M ☉ avviano rapidamente e senza intoppi la fusione del nucleo di elio dopo aver esaurito il loro idrogeno e continuano a fondere elementi più pesanti dopo l'esaurimento dell'elio finché non sviluppano un nucleo di ferro, a quel punto il nucleo collassa per produrre un tipo II supernova . Una volta che queste stelle massicce lasciano la sequenza principale, le loro atmosfere si gonfiano e vengono descritte come supergiganti. Le stelle inizialmente inferiori a 10 M ☉ non formeranno mai un nucleo di ferro e in termini evolutivi non diventeranno supergiganti, sebbene possano raggiungere luminosità migliaia di volte quella solare. Non possono fondere il carbonio e gli elementi più pesanti dopo che l'elio si è esaurito, quindi alla fine perdono i loro strati esterni, lasciando il nucleo di una nana bianca . La fase in cui queste stelle hanno gusci che bruciano sia idrogeno che elio è indicata come il ramo asintotico delle giganti (AGB), poiché le stelle diventano gradualmente stelle di classe M sempre più luminose. Stelle di 8-10 M ☉ possono fondere carbonio sufficiente sull'AGB per produrre un nucleo di ossigeno-neon e una supernova a cattura di elettroni , ma gli astrofisici le classificano come stelle super-AGB piuttosto che supergiganti.
Categorizzazione delle stelle evolute
Esistono diverse categorie di stelle evolute che non sono supergiganti in termini evolutivi ma possono mostrare caratteristiche spettrali supergiganti o avere luminosità paragonabili alle supergiganti.
Le stelle del ramo gigante asintotico (AGB) e post-AGB sono giganti rosse di massa inferiore altamente evolute con luminosità che possono essere paragonabili a supergiganti rosse più massicce, ma a causa della loro massa ridotta, essendo in un diverso stadio di sviluppo (guscio di elio bruciando), e le loro vite finiscono in un modo diverso ( nebulosa planetaria e nana bianca piuttosto che supernova), gli astrofisici preferiscono tenerle separate. La linea che divide diventa sfocata a circa 7-10 M ☉ (o più in alto 12 M ☉ in alcuni modelli) dove stelle iniziano a subire la fusione limitato di elementi più pesanti dell'elio. Gli specialisti che studiano queste stelle spesso si riferiscono a loro come stelle super AGB, poiché hanno molte proprietà in comune con AGB come la pulsazione termica. Altri li descrivono come supergiganti di piccola massa poiché iniziano a bruciare elementi più pesanti dell'elio e possono esplodere come supernove. Molte stelle post-AGB ricevono tipi spettrali con classi di luminosità supergiganti. Ad esempio, RV Tauri ha una classe di luminosità Ia ( supergigante brillante ) nonostante sia meno massiccio del sole. Alcune stelle AGB ricevono anche una classe di luminosità supergigante, in particolare le variabili W Virginis come la stessa W Virginis, stelle che stanno eseguendo un ciclo blu innescato da impulsi termici . Un numero molto piccolo di variabili Mira e altre stelle tardive AGB hanno classi di luminosità supergiganti, ad esempio α Herculis .
Le variabili Cefeidi classiche hanno tipicamente classi di luminosità supergiganti, sebbene solo le più luminose e massicce svilupperanno effettivamente un nucleo di ferro. La maggior parte di loro sono stelle di massa intermedia che fondono elio nei loro nuclei e alla fine passeranno al ramo asintotico delle giganti. δ Cephei stesso è un esempio con una luminosità di 2.000 L ☉ e una massa di 4,5 M ☉ .
Le stelle Wolf-Rayet sono anche stelle evolute luminose di grande massa, più calde della maggior parte delle supergiganti e più piccole, visivamente meno luminose ma spesso più luminose a causa delle loro alte temperature. Hanno spettri dominati da elio e altri elementi più pesanti, che di solito mostrano poco o nessun idrogeno, il che è un indizio della loro natura di stelle ancora più evolute delle supergiganti. Proprio come le stelle AGB si trovano quasi nella stessa regione del diagramma HR delle supergiganti rosse, le stelle di Wolf-Rayet possono trovarsi nella stessa regione del diagramma HR delle supergiganti blu più calde e delle stelle della sequenza principale.
Le stelle della sequenza principale più massicce e luminose sono quasi indistinguibili dalle supergiganti in cui si evolvono rapidamente. Hanno temperature quasi identiche e luminosità molto simili, e solo le analisi più dettagliate possono distinguere le caratteristiche spettrali che mostrano che si sono evolute dalla stretta sequenza principale di primo tipo O alla vicina area delle prime supergiganti di tipo O. Queste prime supergiganti di tipo O condividono molte caratteristiche con le stelle WNLh Wolf-Rayet e sono talvolta designate come stelle slash , intermedie tra i due tipi.
Le stelle con variabili blu luminose (LBV) si trovano nella stessa regione del diagramma HR delle supergiganti blu, ma sono generalmente classificate separatamente. Sono stelle evolute, espanse, massicce e luminose, spesso ipergiganti, ma hanno una variabilità spettrale molto specifica, che sfida l'assegnazione di un tipo spettrale standard. Gli LBV osservati solo in un momento particolare o in un periodo di tempo in cui sono stabili, possono essere semplicemente designati come supergiganti caldi o LBV candidati a causa della loro luminosità.
Le ipergiganti sono spesso trattate come una categoria di stelle diversa dalle supergiganti, sebbene sotto tutti gli aspetti importanti siano solo una categoria di supergiganti più luminosa. Sono stelle evolute, espanse, massicce e luminose come le supergiganti, ma all'estremo più massiccio e luminoso, e con particolari proprietà aggiuntive di subire un'elevata perdita di massa a causa della loro estrema luminosità e instabilità. Generalmente solo le supergiganti più evolute mostrano proprietà ipergiganti, poiché la loro instabilità aumenta dopo un'elevata perdita di massa e un certo aumento di luminosità.
Alcune stelle B[e] sono supergiganti, mentre altre stelle B[e] chiaramente non lo sono. Alcuni ricercatori distinguono gli oggetti B[e] come separati dalle supergiganti, mentre i ricercatori preferiscono definire le stelle B[e] evolute massicce come un sottogruppo di supergiganti. Quest'ultimo è diventato più comune con la comprensione che il fenomeno B[e] si verifica separatamente in un numero di tipi distinti di stelle, inclusi alcuni che sono chiaramente solo una fase della vita delle supergiganti.
Proprietà
Le supergiganti hanno masse da 8 a 12 volte il Sole ( M ☉ ) verso l'alto, e luminosità da circa 1.000 a oltre un milione di volte il Sole ( L ☉ ). Variano molto in raggio , solitamente da 30 a 500, o anche oltre 1.000 raggi solari ( R ☉ ). Sono abbastanza massicci da iniziare a bruciare dolcemente il nucleo di elio prima che il nucleo diventi degenere, senza un lampo e senza i forti dragaggi che subiscono le stelle di massa inferiore. Proseguono per accendere successivamente elementi più pesanti, di solito fino al ferro. Anche a causa delle loro elevate masse, sono destinate ad esplodere come supernove .
La legge di Stefan-Boltzmann stabilisce che le superfici relativamente fredde delle supergiganti rosse irradiano molta meno energia per unità di area rispetto a quelle delle supergiganti blu ; quindi, per una data luminosità, le supergiganti rosse sono più grandi delle loro controparti blu. Pressione di radiazione limita più grandi supergiganti cool per circa 1.500 R ☉ e la più massiccia supergiganti caldo per circa un milione L ☉ ( M bol intorno -10). Le stelle vicine e occasionalmente oltre questi limiti diventano instabili, pulsano e sperimentano una rapida perdita di massa.
Gravità superficiale
La classe di luminosità supergigante è assegnata sulla base di caratteristiche spettrali che sono in gran parte una misura della gravità superficiale, sebbene tali stelle siano influenzate anche da altre proprietà come la microturbolenza . Le supergiganti hanno tipicamente una gravità superficiale di circa log(g) 2.0 cgs e inferiore, sebbene i giganti brillanti (classe di luminosità II) abbiano gravità superficiale statisticamente molto simile alle normali supergiganti Ib. Le supergiganti luminose fredde hanno gravità superficiale inferiore, con le stelle più luminose (e instabili) che hanno log(g) intorno allo zero. Le supergiganti più calde, anche le più luminose, hanno gravità superficiale intorno a uno, a causa delle loro masse più elevate e dei raggi più piccoli.
Temperatura
Ci sono stelle supergiganti in tutte le principali classi spettrali e in tutta la gamma di temperature, dalle stelle di classe media M a circa 3.400 K alle stelle di classe O più calde oltre i 40.000 K. Le supergiganti generalmente non si trovano più fredde della classe M media. Questo è previsto in teoria poiché sarebbero catastroficamente instabili; tuttavia, ci sono potenziali eccezioni tra stelle estreme come VX Sagittarii .
Sebbene le supergiganti esistano in ogni classe da O a M, la maggior parte sono di tipo spettrale B, più di tutte le altre classi spettrali messe insieme. Un gruppo molto più piccolo è costituito da supergiganti di tipo G a bassissima luminosità, stelle di massa intermedia che bruciano elio nei loro nuclei prima di raggiungere il ramo asintotico delle giganti . Un raggruppamento distinto è costituito da supergiganti ad alta luminosità all'inizio B (B0-2) e molto tardi O (O9.5), più comuni anche delle stelle di sequenza principale di quei tipi spettrali.
Il numero relativo di supergiganti blu, gialle e rosse è un indicatore della velocità dell'evoluzione stellare e viene utilizzato come un potente test di modelli dell'evoluzione delle stelle massicce.
Luminosità
Le supergiganti giacciono più o meno su una banda orizzontale che occupa l'intera porzione superiore del diagramma HR, ma ci sono alcune variazioni a diversi tipi spettrali. Queste variazioni sono dovute in parte a diversi metodi per assegnare le classi di luminosità a diversi tipi spettrali e in parte alle effettive differenze fisiche nelle stelle.
La luminosità bolometrica di una stella riflette la sua emissione totale di radiazione elettromagnetica a tutte le lunghezze d'onda. Per le stelle molto calde e molto fredde, la luminosità bolometrica è notevolmente superiore alla luminosità visiva, a volte diverse magnitudini o un fattore di cinque o più. Questa correzione bolometrica è approssimativamente di una magnitudine per le stelle medie B, della fine K e della prima M, che aumenta a tre magnitudini (un fattore di 15) per le stelle O e M media.
Tutte le supergiganti sono più grandi e luminose delle stelle della sequenza principale della stessa temperatura. Ciò significa che le supergiganti calde giacciono su una banda relativamente stretta sopra le stelle luminose della sequenza principale. Una stella della sequenza principale B0 ha una magnitudine assoluta di circa -5, il che significa che tutte le supergiganti B0 sono significativamente più luminose della magnitudine assoluta -5. Le luminosità bolometriche anche per le supergiganti blu più deboli sono decine di migliaia di volte il sole ( L ☉ ). La più brillante può essere più di un milione L ☉ e sono spesso instabili come ad esempio α variabili Cygni e variabili blu luminose .
Le supergiganti più calde con tipi spettrali precoci di O si trovano in una gamma estremamente ristretta di luminosità al di sopra della sequenza principale molto luminosa dell'O iniziale e delle stelle giganti. Non sono classificate separatamente in supergiganti normali (Ib) e luminose (Ia), sebbene abbiano comunemente altri modificatori di tipo spettrale come "f" per l'emissione di azoto ed elio (es. O2 If per HD 93129A ).
Le supergiganti gialle possono essere considerevolmente più deboli della magnitudine assoluta -5, con alcuni esempi intorno a -2 (es. 14 Persei ). Con correzioni bolometriche intorno allo zero, possono essere solo poche centinaia di volte la luminosità del sole. Queste non sono stelle massicce, però; sono invece stelle di massa intermedia che hanno gravità superficiali particolarmente basse, spesso dovute a instabilità come le pulsazioni delle Cefeidi . La classificazione di queste stelle di massa intermedia come supergiganti durante una fase relativamente lunga della loro evoluzione spiega il gran numero di supergiganti gialle a bassa luminosità. Le stelle gialle più luminose, le ipergiganti gialle , sono tra le stelle visivamente più luminose, con magnitudini assolute intorno a -9, anche se ancora inferiori a un milione di L ☉ .
C'è un forte limite superiore alla luminosità delle supergiganti rosse a circa mezzo milione di L ☉ . Le stelle che sarebbero più luminose perdono i loro strati esterni così rapidamente da rimanere supergiganti calde dopo aver lasciato la sequenza principale. La maggior parte delle supergiganti rosse erano 10-15 M ☉ stelle della sequenza principale e ora hanno luminosità al di sotto di 100.000 L ☉ , e ci sono pochissimi luminosa supergigante (Ia) stelle M di classe. Le stelle meno luminose classificate come supergiganti rosse sono alcune delle stelle AGB e post-AGB più luminose, stelle di piccola massa altamente espanse e instabili come le variabili RV Tauri . Alla maggior parte delle stelle AGB sono assegnate classi di luminosità giganti o giganti luminose, ma le stelle particolarmente instabili come le variabili W Virginis possono ricevere una classificazione supergigante (es. W Virginis stessa). Le supergiganti rosse più deboli sono intorno alla magnitudine assoluta -3.
Variabilità
Mentre la maggior parte delle supergiganti come le variabili Alpha Cygni , le variabili semiregolari e le variabili irregolari mostrano un certo grado di variabilità fotometrica, alcuni tipi di variabili tra le supergiganti sono ben definiti. La striscia di instabilità attraversa la regione delle supergiganti, e in particolare molte supergiganti gialle sono variabili Cefeidi classiche . La stessa regione di instabilità si estende fino a comprendere le ancor più luminose ipergiganti gialle , una classe estremamente rara e di breve durata di supergiganti luminose. Molte variabili R Coronae Borealis , anche se non tutte, sono supergiganti gialle , ma questa variabilità è dovuta alla loro insolita composizione chimica piuttosto che ad una instabilità fisica.
Ulteriori tipi di stelle variabili come le variabili RV Tauri e le variabili PV Telescopii sono spesso descritte come supergiganti. Alle stelle RV Tau vengono spesso assegnati tipi spettrali con una classe di luminosità supergigante a causa della loro bassa gravità superficiale, e sono tra le più luminose delle stelle AGB e post-AGB, con masse simili al sole; allo stesso modo, le variabili PV Tel ancora più rare sono spesso classificate come supergiganti, ma hanno luminosità inferiori rispetto alle supergiganti e peculiari spettri B[e] estremamente carenti di idrogeno. Forse sono anche oggetti post-AGB o stelle AGB "rinate".
I LBV sono variabili con più periodi semi-regolari ed eruzioni meno prevedibili ed esplosioni giganti. Di solito sono supergiganti o ipergiganti, occasionalmente con spettri Wolf-Rayet: stelle estremamente luminose, massicce ed evolute con strati esterni espansi, ma sono così distintive e insolite che sono spesso trattate come una categoria separata senza essere chiamate supergiganti o date un tipo spettrale supergigante. Spesso il loro tipo spettrale sarà indicato proprio come "LBV" perché hanno caratteristiche spettrali peculiari e altamente variabili, con temperature che variano da circa 8.000 K in esplosione fino a 20.000 K o più quando "riposo".
Abbondanza chimica
L'abbondanza di vari elementi sulla superficie delle supergiganti è diversa dalle stelle meno luminose. Le supergiganti sono stelle evolute e potrebbero aver subito la convezione dei prodotti di fusione in superficie.
Le supergiganti fredde mostrano un aumento dell'elio e dell'azoto in superficie a causa della convezione di questi prodotti di fusione sulla superficie durante la sequenza principale di stelle molto massicce, dei dragaggi durante la combustione del guscio e della perdita degli strati esterni della stella. L'elio si forma nel nucleo e nel guscio per fusione di idrogeno e azoto che si accumula rispetto al carbonio e all'ossigeno durante la fusione del ciclo CNO . Allo stesso tempo, le abbondanze di carbonio e ossigeno sono ridotte. Le supergiganti rosse possono essere distinte dalle stelle AGB luminose ma meno massicce da sostanze chimiche insolite in superficie, dall'aumento del carbonio da draghe profonde del terzo, nonché da elementi di carbonio-13, litio e processo s . Le stelle AGB di fase avanzata possono diventare altamente arricchite di ossigeno, producendo maser OH .
Le supergiganti più calde mostrano diversi livelli di arricchimento di azoto. Ciò può essere dovuto a diversi livelli di mescolamento sulla sequenza principale a causa della rotazione o perché alcune supergiganti blu si sono recentemente evolute dalla sequenza principale mentre altre hanno precedentemente attraversato una fase di supergigante rossa. Le stelle supergiganti post-rosse hanno un livello generalmente più alto di azoto rispetto al carbonio a causa della convezione del materiale trattato con CNO verso la superficie e della completa perdita degli strati esterni. Il potenziamento superficiale dell'elio è anche più forte nelle supergiganti post-rosse, che rappresentano più di un terzo dell'atmosfera.
Evoluzione
Le stelle di sequenza principale di tipo O e le più massicce delle stelle bianco-azzurre di tipo B diventano supergiganti. A causa delle loro masse estreme, hanno una vita breve, tra 30 milioni di anni e poche centinaia di migliaia di anni. Si osservano principalmente nelle strutture galattiche giovani come gli ammassi aperti , i bracci delle galassie a spirale e nelle galassie irregolari . Sono meno abbondanti nei rigonfiamenti delle galassie a spirale e sono raramente osservati nelle galassie ellittiche , o ammassi globulari , che sono composti principalmente da vecchie stelle.
Le supergiganti si sviluppano quando le stelle massicce della sequenza principale esauriscono l'idrogeno nei loro nuclei, a quel punto iniziano ad espandersi, proprio come le stelle di massa inferiore. A differenza delle stelle di massa inferiore, tuttavia, iniziano a fondere l'elio nel nucleo senza problemi e non molto tempo dopo aver esaurito il loro idrogeno. Ciò significa che non aumentano la loro luminosità in modo così drammatico come le stelle di massa inferiore e progrediscono quasi orizzontalmente attraverso il diagramma HR per diventare supergiganti rosse. Inoltre, a differenza delle stelle di massa inferiore, le supergiganti rosse sono abbastanza massicce da fondere elementi più pesanti dell'elio, quindi non gonfiano le loro atmosfere come nebulose planetarie dopo un periodo di combustione dell'idrogeno e del guscio di elio; invece, continuano a bruciare elementi più pesanti nei loro nuclei fino a quando non collassano. Non possono perdere massa sufficiente per formare una nana bianca, quindi lasceranno dietro di sé una stella di neutroni o un residuo di buco nero, di solito dopo un'esplosione di supernova con collasso del nucleo.
Le stelle più massicce di circa 40 M ☉ non possono espandersi in una supergigante rossa. Poiché bruciano troppo velocemente e perdono i loro strati esterni troppo velocemente, raggiungono lo stadio di supergigante blu , o forse ipergigante gialla, prima di tornare a diventare stelle più calde. Le stelle più massicce, al di sopra di circa 100 M ☉ , difficilmente si spostano dalla loro posizione di stelle O di sequenza principale. Questi convetiscono in modo così efficiente che mescolano l'idrogeno dalla superficie fino al nucleo. Continuano a fondere l'idrogeno fino a quando non è quasi completamente esaurito in tutta la stella, quindi evolvono rapidamente attraverso una serie di stadi di stelle altrettanto calde e luminose: supergiganti, stelle slash, WNh-, WN- e possibilmente stelle di tipo WC o WO . Si prevede che esplodano come supernova, ma non è chiaro fino a che punto si evolvano prima che ciò accada. L'esistenza di queste supergiganti che bruciano ancora idrogeno nei loro nuclei potrebbe richiedere una definizione leggermente più complessa di supergigante: una stella massiccia con dimensioni e luminosità aumentate a causa dell'accumulo di prodotti di fusione, ma con ancora dell'idrogeno rimasto.
Si pensa che le prime stelle nell'universo siano state considerevolmente più luminose e più massicce delle stelle dell'universo moderno. Parte della teorizzata popolazione III di stelle, la loro esistenza è necessaria per spiegare le osservazioni di elementi diversi dall'idrogeno e dall'elio nei quasar . Forse più grande e più luminosa di qualsiasi supergigante conosciuta oggi, la loro struttura era molto diversa, con convezione ridotta e perdita di massa minore. È probabile che le loro brevissime vite si siano concluse con una violenta fotodisintegrazione o con supernove di instabilità di coppia.
Progenitori di supernova
Si pensa che la maggior parte dei progenitori di supernovae di tipo II siano supergiganti rosse, mentre le meno comuni supernove di tipo Ib/c sono prodotte da stelle Wolf-Rayet più calde che hanno completamente perso più della loro atmosfera di idrogeno. Quasi per definizione, i supergiganti sono destinati a porre fine alla loro vita in modo violento. Le stelle abbastanza grandi da iniziare a fondere elementi più pesanti dell'elio non sembrano avere alcun modo per perdere massa sufficiente per evitare il catastrofico collasso del nucleo, sebbene alcune possano collassare, quasi senza lasciare traccia, nei propri buchi neri centrali.
I semplici modelli "a cipolla" che mostrano le supergiganti rosse che inevitabilmente si sviluppano in un nucleo di ferro e poi esplodono si sono dimostrati, tuttavia, troppo semplicistici. Il capostipite dell'insolita Supernova di tipo II 1987A era una supergigante blu , che si pensava avesse già attraversato la fase della supergigante rossa della sua vita, e ora si sa che questa è tutt'altro che una situazione eccezionale. Molta ricerca è ora focalizzata su come le supergiganti blu possono esplodere come supernova e quando le supergiganti rosse possono sopravvivere per diventare di nuovo supergiganti più calde.
Esempi ben noti
Le supergiganti sono stelle rare e di breve durata, ma la loro elevata luminosità significa che ci sono molti esempi a occhio nudo, incluse alcune delle stelle più luminose del cielo. Rigel , la stella più brillante della costellazione di Orione, è una tipica supergigante bianco-azzurra; Deneb è la stella più brillante del Cigno , una supergigante bianca; Delta Cephei è il famoso prototipo di variabile Cefeide, una supergigante gialla; e Betelgeuse , Antares e UY Scuti sono supergiganti rosse . μ Cephei è una delle stelle più rosse visibili ad occhio nudo e una delle più grandi della galassia. Rho Cassiopeiae , una variabile ipergigante gialla, è una delle stelle più luminose ad occhio nudo.
Guarda anche
Riferimenti
link esterno
- Tempesti, Piero, ed. (1979). Enciclopedia dell'Astronomia . Curcio.
- http://alobel.freeshell.org/rcas.html
- http://www.solstation.com/x-objects/rho-cas.htm