Υπεργίγαντας
 |
Το λήμμα δεν περιέχει πηγές ή αυτές που περιέχει δεν επαρκούν. |
άξονας τετμημένων: φασματικός τύπος
άξονας τεταγμένων: Λαμπερότητα
0, Ia, Ib: Υπεργίγαντες,
II: Φωτεινοί γίγαντες,
III: Γίγαντες,
IV: Υπογίγαντες,
V: Νάνοι,
VI: Υπονάνοι,
VII: Λευκοί νάνοι
Οι υπεργίγαντες (αγγλ. Supergiants) είναι οι πλέον ογκώδεις αστέρες. Στο διάγραμμα Χέρτζσπρουνγκ-Ράσελ (Ηertzsprung-Russell) καταλαμβάνουν την κορυφαία περιοχή του. Στη φασματική ταξινόμηση Γιέρκς (Yerkes) οι υπεργίγαντες ανήκουν στην κατηγορία Ia (οι περισσότερο φωτεινοί υπεργίγαντες) ή Ib (λιγότερο φωτεινοί υπεργίγαντες). Έχουν χαρακτηριστικά τα βολομετρικά απόλυτα μεγέθη μεταξύ -5 και -12. Οι φωτεινότεροι υπεργίγαντες συχνά ταξινομούνται ως υπεργίγαντες κατηγορίας 0.
Χαρακτηριστικά
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Ο υπεργίγας μπορεί να έχει μάζα από 10 έως 70 ηλιακές μάζες και φωτεινότητα από 30.000 μέχρι εκατοντάδες χιλιάδες πολλαπλάσια της ηλιακής φωτεινότητας. Ποικίλλουν πολύ στα μεγέθη της πλανητικής ακτίνας: Συνήθως έχουν ακτίνα από 30 έως 500 ή ακόμα και περισσότερο από 1000 φορές μεγαλύτερη της ηλιακής. Ο νόμος Στέφαν - Μπόλτζμαν (Stefan-Boltzmann) υπαγορεύει ότι οι σχετικά ψυχρές επιφάνειες των ερυθρών υπεργιγάντων ακτινοβολούν πολύ λιγότερη ενέργεια ανά περιοχή μονάδων από εκείνη των γαλάζιων υπεργιγάντων. Κατά συνέπεια, για μια δεδομένη φωτεινότητα οι ερυθροί υπεργίγαντες είναι παλαιότεροι από τους γαλάζιους αντιστοίχους τους. Λόγω των ακραίων μαζών τους έχουν σύντομη διάρκεια ζωής, περίπου 30 εκατομμυρίων ετών. Παρατηρούνται κυρίως στις νέες γαλαξιακές δομές, όπως οι ανοικτές συστάδες, τα άκρα των σπειροειδών γαλαξιών και στους ανώμαλους γαλαξίες. Είναι λιγότερο άφθονοι στις σπειροειδείς διογκώσεις γαλαξιών και παρατηρούνται σπάνια στους ελλειπτικούς γαλαξίες ή τις σφαιροειδείς συστάδες, οι οποίες θεωρείται ότι αποτελούνται από παλαιούς αστέρες. Οι υπεργίγαντες ανήκουν σε όλες τις φασματικές κατηγορίες, από τους νέους, γαλάζιους αστέρες κατηγορίας Ο μέχρι την ιδιαίτερα εξελιγμένη κατηγορία των Μ υπεργιγάντων. Ο Ρίγκελ (Rigel), ο φωτεινότερος αστέρας του αστερισμού του Ωρίωνος είναι χαρακτηριστικός γαλάζιος - λευκός υπεργίγας, ενώ οι Μπετελγκέζ (Betelgeuse) και Αντάρης (Antares) είναι ερυθροί υπεργίγαντες .
Έρευνα
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Η διαμόρφωση των υπεργιγάντων είναι ακόμα ενεργός τομέας έρευνας, ενώ η έρευνα γίνεται δυσχερέστερη από ζητήματα όπως η αστρική απώλεια μάζας. Παρά τη διαμόρφωση των μεμονωμένων αστέρων, η πρόσφατη τάση είναι να διαμορφωθούν οι συστάδες των αστεριών και να συγκριθεί έπειτα η διανομή των προκυπτόντων προτύπων με τις παρατηρηθείσες κατανομές υπεργιγάντων στους γαλαξίες όπως τα Νέφη του Μαγγελάνου.
Παραγωγή Στοιχείων
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Τα πρώτα αστέρια στον κόσμο θεωρούνται ότι ήταν αρκετά φωτεινότερα και περισσότερο ογκώδη από τα αστέρια στο σύγχρονο κόσμο. Αυτά τα αστέρια ήταν μέρος του θεωρητικού πληθυσμού ΙΙΙ των αστεριών. Η ύπαρξή τους είναι απαραίτητη για να εξηγηθούν οι παρατηρήσεις των στοιχείων εκτός από το υδρογόνο και το ήλιο στα κβάζαρ. Ο αριθμητικά επικρατέστερος πληθυσμός ΙΙ, πρόγονος υπερκαινοφανών, είναι, πιθανόν, ερυθροί υπεργίγαντες. Εντούτοις, ο πρόγονος του υπερκαινοφανούς 1987A ήταν ένας γαλάζιος υπεργίγας. Θεωρείται ότι ήταν ερυθρός υπεργίγας πριν χάσει τα εξωτερικά στρώματά του από τον ισχυρό αστρικό άνεμο.
Μεγαλύτερη διάμετρος
[Επεξεργασία | επεξεργασία κώδικα]Αυτήν την περίοδο, οι μεγαλύτεροι γνωστοί αστέρες, από την άποψη του φυσικού μεγέθους, όχι της μάζας ή της φωτεινότητας, είναι οι υπεργίγαντες VY Canis Majoris, VV Cephei, V354 Cephei, KW Sagitarii, KY Cygni, και μ Cephei (το αστέρι γρανάτης).