Субгигант

Взаимопревращение сверхгигантов

Гамма Ориона, Алгол B и Солнце (в центре).

Голубые сверхгиганты — это массивные звёзды, находящиеся в определённой фазе процесса «умирания». В этой фазе интенсивность протекающих в ядре звезды термоядерных реакций снижается, что приводит к сжатию звезды. В результате значительного уменьшения площади поверхности увеличивается плотность излучаемой энергии, а это, в свою очередь, влечёт за собой нагрев поверхности. Такого рода сжатие массивной звёзды приводит к превращению красного сверхгиганта в голубой. Возможен также обратный процесс — превращения голубого сверхгиганта в красный.

В то время как звёздный ветер от красного сверхгиганта плотен и медленен, ветер от голубого сверхгиганта быстр, но разрежён. Если в результате сжатия красный сверхгигант становится голубым, то более быстрый ветер сталкивается с испущенным ранее медленным ветром и заставляет выброшенный материал уплотняться в тонкую оболочку. Почти все наблюдаемые голубые сверхгиганты имеют подобную оболочку, подтверждающую, что все они ранее были красными сверхгигантами.

По мере развития, звезда может несколько раз превращаться из красного сверхгиганта (медленный, плотный ветер) в голубой сверхгигант (быстрый, разрежённый ветер) и наоборот, что создаёт концентрические слабые оболочки вокруг звезды. В промежуточной фазе звезда может быть жёлтой или белой, как, например, Полярная звезда. Как правило, массивная звезда заканчивает своё существование взрывом сверхновой, но очень небольшое количество звёзд, масса которых колеблется в пределах от восьми до двенадцати солнечных масс, не взрываются, а продолжают эволюционировать и в итоге превращаются в кислородно-неоновые белые карлики. Пока точно не выяснено, как и почему образуются эти белые карлики из звёзд, которые теоретически должны закончить эволюцию взрывом малой сверхновой. Как голубые, так и красные сверхгиганты могут эволюционировать в сверхновую.

Так как значительную часть времени массивные звёзды пребывают в состоянии красных сверхгигантов, мы наблюдаем больше красных сверхгигантов, чем голубых, и большинство сверхновых происходит из красных сверхгигантов. Астрофизики ранее даже предполагали, что все сверхновые происходят из красных сверхгигантов, однако сверхновая SN 1987A образовалась из голубого сверхгиганта и, таким образом, это предположение оказалось неверным. Это событие также привело к пересмотру некоторых положений теории эволюции звёзд.

Принцип «окрашивания»

Если говорить о физическом появлении такого феномена, как голубой сверхгигант, можно понять, что температурный режим обеспечивается скоростью перемещения молекул, относящихся к веществу тела. Чем выше этот показатель, тем быстрее происходит движение. Всё это оказывает существенное влияние на длину волн, проходящих через вещество. Горячая среда делает их более короткими, а холодная, наоборот, приводит к удлинению.

Цвет, которым обладает светило, играет важную роль одновременно в нескольких системах его классификации. Сам по себе этот критерий является базовым в процессе определения конкретного спектрального класса. Поскольку между цветом и температурным режимом имеется определённая взаимосвязь, его откладывание осуществляется в соответствии со специальной диаграммой Герцшпрунга-Рассела. Она способствует выявлению следующих параметров:

• уровень светимости;
• масса;
• возрастные особенности.

Всё это делает данную схему особо ценным источником полезных сведений о звёздах.

Происхождение цвета звезд

Цвет звезды зависит от температуры на её поверхности. Показатель поверхностной температуры нашего Солнца превосходит 6,000 градусов Кельвина. Несмотря на то, что с Земли оно кажется жёлтым, из космоса солнечные свет выглядит ослепительно белым. Это яркое белое солнечное свечение образуется именно благодаря такой высокой температуре. Если бы Солнце было холоднее, то его свет приобрёл бы более тёмный оттенок, ближе к красному, а если бы эта звезда была горячее, то была бы голубого цвета.

Секрет разноцветности звезд стал важным орудием астрономов – цвет светил помог им узнать температуру поверхности звезд. В основу легло примечательное природное явление – соотношение между энергией вещества и цветом излучаемого им света.

Наблюдения на эту тему вы уже наверняка сделали сами. Нить маломощных 30-ваттных лампочек горит оранжевым светом – а когда напряжение в сети падает, нить накала едва тлеет красным. Более сильные лампочки светятся желтым или даже белым цветом. А сварочный электрод во время работы и кварцевая лампа светятся голубым. Однако смотреть на них ни в коем случае не стоит – их энергия настолько велика, что может с легкостью повредить сетчатку глаза.

Соответственно, чем горячее предмет, тем ближе его цвет его свечения к голубому – а чем холоднее, тем ближе к темно-красному. Звезды не стали исключением: такой же принцип действует и на них. Влияние состава звезды на ее цвет очень незначительное – температура может скрывать отдельные элементы, ионизируя их.

Но именно анализ цветового спектра излучения звезды помогает выяснить ее состав. Атомы каждого вещества имеют свою уникальную пропускную способность. Световые волны одних цветов беспрепятственно проходят сквозь них, когда другие останавливаются – собственно, по блокированным диапазонам света ученые и определяют химические элементы.

Образование и эволюция

После стадии главной последовательности, когда звезда израсходовала водород в ядре, и некоторого его сжатия, в нём начинается реакция горения гелия. Внешние слои звезды сильно расширяются, и, хотя светимость увеличивается, поток через поверхность звезды уменьшается, и она остывает. Этот процесс, а также дальнейшая судьба звезды, зависит от её массы.

Звёзды малой массы

Звезды с самой маленькой массой, по разным оценкам, до 0,25–0,35 солнечных масс, никогда не станут гигантами. Такие звёзды полностью конвективны, и поэтому водород расходуется равномерно и продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходуется полностью. Модели показывают, что звезда будет постепенно разогреваться и станет голубым карликом, но гелий в ней не загорится — температура внутри её так и не станет достаточно высокой. После этого звезда превратится в белого карлика, состоящего преимущественно из гелия. Однако, наблюдательных данных, подтверждающих это, нет: срок жизни красных карликов может достигать 10 триллионов лет, в то время как возраст Вселенной — порядка 14 миллиардов лет.

Звёзды со средней массой

Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта.

Если масса звезды превышает этот предел, то она уже не полностью конвективна, и когда звезда потребит весь водород, доступный в её ядре для термоядерных реакций, её ядро начнёт сжиматься. Водород начнёт сгорать уже не в ядре, а вокруг него, из-за чего звезда начнёт расширяться и охлаждаться, и немного увеличит светимость, став субгигантом. Гелиевое ядро будет увеличиваться и в какой-то момент его масса превысит предел Шёнберга — Чандрасекара. Оно быстро сожмётся, и, возможно, станет вырожденным. Внешние слои звезды расширятся, а также начнётся перемешивание вещества, так как конвективная зона тоже увеличится. Так звезда станет красным гигантом.

Если масса звезды не превышает ~0,4 массы Солнца, то гелий в ней так и не загорится, и, когда водород закончится, звезда сбросит оболочку и станет гелиевым белым карликом.

Если же масса звезды больше ~0,4 массы Солнца, то температура в ядре в какой-то момент достигнет 108 K, в ядре произойдет гелиевая вспышка и запустится тройной альфа-процесс. Внутри звезды понизится давление, следовательно, понизится светимость, и звезда перейдёт с ветви красных гигантов на горизонтальную ветвь.

Постепенно в ядре заканчивается и гелий, и в то же время накапливается углерод и кислород. Если масса звезды меньше 8 солнечных, то ядро из углерода и кислорода сожмётся, станет вырожденным, и горение гелия будет происходить вокруг него. Как и в случае с вырождением гелиевого ядра, начнётся перемешивание вещества, которое повлечёт за собой увеличение размеров звезды и рост светимости. Эта стадия называется асимптотической ветвью гигантов, на которой звезда находится лишь около миллиона лет. После этого звезда станет нестабильной, потеряет оболочку и от неё останется углеродно-кислородный белый карлик, окруженный планетарной туманностью.

Звёзды с большой массой

Основная статья: Сверхгигант

У звёзд главной последовательности с большими массами (более 8 солнечных масс) после формирования углеродно-кислородного ядра начнёт сгорать углерод в термоядерных реакциях. Кроме того, в таких звёздах стадия горения гелия начинается не в результате гелиевой вспышки, а постепенно.

В звёздах с массами от 8 до 10–12 солнечных впоследствии могут сгорать и более тяжёлые элементы, но до синтеза железа не доходит. Их эволюция, в целом, оказывается такой же, как и у менее массивных звёзд: они также проходят стадии красных гигантов, горизонтальную ветвь и асимптотическую ветвь гигантов, а затем становятся белыми карликами. Они отличаются большей светимостью, а белый карлик, который от них остаётся, состоит из кислорода, неона и магния. В редких случаях происходит взрыв сверхновой.

Звёзды с массой более 10–12 солнечных имеют очень большую светимость, и на этих стадиях эволюции их относят к сверхгигантам, а не к гигантам. Они последовательно синтезируют всё более тяжёлые элементы, доходя до железа. Дальнейший синтез не происходит, так как энергетически невыгоден, и в звезде образуется железное ядро. В некоторый момент ядро становится таким тяжелым, что давление больше не может поддерживать вес звезды и самого себя, и коллапсирует с выделением большого количества энергии. Это наблюдается как взрыв сверхновой, а от звезды остаётся либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра.

Что у них внутри

Что же происходит в недрах протозвезды, если гравитационный коллапс не завершился термоядерным поджогом водорода, а электроны объединились вединую квантовую систему, так называемый вырожденный ферми-газ? Доля электронов в этом состоянии увеличивается постепенно, а не подскакивает за единый миг от нуля до 100%. Однако для простоты будем считать, что этот процесс уже завершен.

Принцип Паули утверждает, что два электрона, входящие в одну и ту же систему, не могут пребывать в одинаковом квантовом состоянии. В ферми-газе состояние электрона определяется его импульсом, положением и спином, который принимает всего два значения. Это означает, что в одном и том же месте может находиться не более пары электронов с одинаковыми импульсами (и, естественно, противоположными спинами). А поскольку в ходе гравитационного коллапса электроны пакуются во все уменьшающийся объем, они занимают состояния с возрастающими импульсами и, соответственно, энергиями. Значит, по мере сжатия протозвезды растет внутренняя энергия электронного газа. Эта энергия определяется чисто квантовыми эффектами и не связана с тепловым движением, поэтому в первом приближении не зависит от температуры (в отличие от энергии классического идеального газа, законы которого изучают в школьном курсе физики). Более того, при достаточно высокой степени сжатия энергия ферми-газа многократно превосходит тепловую энергию хаотического движения электронов и атомных ядер.

Увеличение энергии электронного газа повышает и его давление, которое также не зависит от температуры и растет куда сильнее давления теплового. Именно оно противостоит тяготению вещества протозвезды и прекращает ее гравитационный коллапс. Если это произошло до достижения температуры поджога водорода, коричневый карлик остывает сразу же после непродолжительного по космическим масштабам выгорания дейтерия. Если прото-звезда пребывает в пограничной зоне и имеет массу 0,07−0,075 солнечной, она еще миллиарды лет сжигает водород, но на ее финал это не влияет. В конце концов квантовое давление вырожденного электронного газа столь снижает температуру звездного ядра, что горение водорода останавливается. И хотя его запасов хватило бы на десятки миллиардов лет, поджечь их коричневый карлик уже больше не сможет. Этим-то он и отличается от самого легкого красного карлика, выключающего ядерную топку, лишь когда весь водород превратился в гелий.

Все известные звезды на диаграмме Герцшпрунга-Рассела распределены не равномерно, а объединяются в несколько спектральных классов с учетом светимости (Йеркская классификация, или МКК, по фамилиям разработавших ее астрономов из Йеркской обсерватории — Уильяма Моргана, Филиппа Кинана и Эдит Келлман). Современная классификация выделяет на диаграмме Герцшпрунга-Рассела восемь таких основных групп. Класс 0 — это гипергиганты, массивные и очень яркие звезды, превышающие Солнце по массе в 100−200 раз, а по светимости — в миллионы и десятки миллионов. Класс Ia и Ib — это сверхгиганты, в десятки раз массивнее Солнца и в десятки тысяч раз превосходящие его по светимости. Класс II — яркие гиганты, занимающие промежуточное положение между сверхгигантами и гигантами, которые относятся к классу III. Класс V — это т.н. главная последовательность (карлики), на которой лежит большинство звезд, в том числе и наше Солнце. Когда звезда главной последовательности исчерпает свой запас водорода и в ее ядре начнется горение гелия, она станет субгигантом, которые относятся к классу IV. Чуть ниже главной последовательности лежит класс VI — субкарлики. А к классу VII относятся компактные белые карлики, конечная стадия эволюции звезд, не превышающих по массе предел Чандрасекара.

Профессор Барроуз отмечает и еще одно различие звезды и коричневого карлика. Обычная звезда не только не остывает, теряя лучистую энергию, но, как это ни парадоксально, нагревается. Это происходит потому, что звезда сжимает и разогревает свое ядро, а это сильно увеличивает темпы термоядерного горения (так, за время существования нашего Солнца его светимость возросла по крайней мере на четверть). Иное дело коричневый карлик, сжатию которого препятствует квантовое давление электронного газа. Вследствие излучения с поверхности он остывает, подобно камню или куску металла, хотя и состоит из горячей плазмы, как нормальная звезда.

Субгиганты на диаграмме Герцшпрунга — Рассела

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела всего каталога миссии Hipparcos

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела представляет собой диаграмму рассеяния звёзд по температурным или спектральным типам на оси X и по абсолютной величине или светимости на оси Y. Диаграммы Герцшпрунга — Рассела всех звёзд показывают чёткую диагональную полосу главной последовательности, содержащую большинство звёзд, также значительное количество красных гигантов (и белых карликов, если наблюдаются достаточно слабые звезды) с относительно небольшим количеством звёзд в других частях диаграммы.

Субгиганты занимают область выше, то есть более яркую, чем звёзды главной последовательности и ниже звёзд-гигантов. На большинстве диаграмм Герцшпрунга — Рассела их относительно немного, потому что время, проведённое в качестве субгиганта, намного меньше, чем время, проведённое на главной последовательности или в виде гигантской звезды. Горячие субгиганты спектральные класса B едва отличимы от звёзд главной последовательности, в то время как более холодные субгиганты заполняют относительно большой промежуток между холодными звёздами главной последовательности и красными гигантами. Ниже, начиная с, приблизительно, спектрального типа K3 существует область между главной последовательностью и красными гигантами, которая полностью пуста, без субгигантов.

Сравнение старого шарового звёздного скопления NGS 188, в котором показана ветвь субгигантов между точкой поворота на главной последовательности и ветвью красных гигантов (голубой цвет) с точкой поворота в более молодом рассеянном звёздном скопление M67 (жёлтый цвет)

Звёздные эволюционные треки могут быть нанесены на диаграмму Герцшпрунга — Рассела. Для определённой массы они отслеживают положение звезды на протяжении всей её жизни и показывают путь от начальной позиции звезды главной последовательности вдоль ветви субгигантов до ветви гигантов. Когда диаграмма Герцшпрунга — Рассела строится для группы звёзд, имеющих одинаковый возраст, таких как шаровые звёздные скопления, ветвь субгигантов может быть видна как полоса звёзд между точкой поворота от главной последовательности к ветви красных гигантов. Ветвь субгигантов видна только в том случае, если скопление достаточно старое, чтобы звезды с массой 1-8 M⨀{\displaystyle M_{\bigodot }} эволюционировали вдали от главной последовательности, что требует нескольких миллиардов лет. Шаровые скопления, такие как ω Центавра, и старые рассеянные звёздные скопления, такие как M67, достаточно стары, чтобы иметь ярко выраженную ветвь субгигантов на диаграмме цвет-величина. ω Центавра на самом деле показывает несколько отдельных ветвей субгигантов по причинам, которые все ещё не до конца поняты, но, по-видимому, представляют звёздные популяции разных возрастов внутри скопления.

Примечания

1. Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
2. ↑
3. ↑ giant, entry in The Facts on File Dictionary of Astronomy, ed. John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5th ed., 2006. ISBN 0-8160-5998-5.
4. Twentieth Century Physics / Brown, Laurie M.; Pais, Abraham (англ.)русск.; Pippard, A. B. (англ.)русск.. — Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics, 1995. — С. 1696. — ISBN 978-0-7503-0310-1.
5. Patrick Moore. The Amateur Astronomer. — Springer, 2006. — ISBN 978-1-85233-878-7.
6. Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
7. ↑ Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
8. Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.
9. Eldridge, J. J.; Tout, C. A. Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae (англ.) // Memorie della Società Astronomica Italiana : journal. — 2004. — Vol. 75. — P. 694. — . — arXiv:astro-ph/0409583.
10. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 413. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
11. . Астронет.
12.  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008.

13. Джим Калер.  (англ.). — описание звезды на сайте профессора Джима Калера. Дата обращения 9 декабря 2008.

14.  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008.

15.  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008.

16.  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008.

17.  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008.

18.  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008.

Классификация звезд сверхгигантов

По Йеркской классификации, отражающей подчинение спектра светимости, сверхгиганты относятся к I классу. Их разделили на две группы:

• Ia – яркие сверхгиганты или гипергиганты;
• Ib – менее яркие сверхгиганты.

По своему спектральному типу в Гарвардской классификации эти звезды занимают промежуток от O до M. Голубые сверхгиганты представлены классам O, B, A, красные – K, M, промежуточные и плохо изученные желтые – F, G.

Красные сверхгиганты

Крупные звезды покидают главную последовательность, когда в их ядре начинается горение углерода и кислорода, – они становятся красными сверхгигантами. Их газовая оболочка вырастает до огромных размеров, распространяясь на миллионы километров. Химические процессы, проходящие с проникновением конвекции из оболочки в ядро, приводят к синтезу тяжелых элементов железного пика, которые после взрыва разлетаются в космосе. Именно красные сверхгиганты обычно заканчивают жизненный путь светила и взрываются сверхновой. Газовая оболочка звезды дает начало новой туманности, а вырожденное ядро превращается в белого карлика. Антарес и Бетельгейзе – крупнейшие объекты из числа умирающих красных светил.

Голубые сверхгиганты

Ригель

В отличие от красных, доживающих долгую жизнь гигантов, – это молодые и раскаленные звезды, превосходящие своей массой солнечную в 10-50 раз, а радиусом – в 20-25 раз. Их температура впечатляет – она составляет 20-50 тыс. градусов. Поверхность голубых сверхгигантов стремительно уменьшается из-за сжатия, при этом излучение внутренней энергии непрерывно растет и повышает температуру светила. Результатом такого процесса становится превращение красных сверхгигантов в голубые. Астрономы заметили, что звезды в своем развитии проходят различные стадии, на промежуточных этапах они становятся желтыми или белыми. Ярчайшая звезда созвездия Ориона – Ригель – отличный пример голубого сверхгиганта. Ее внушительная масса в 20 раз превышает Солнце, светимость выше в 130 тыс. раз.

Денеб

В созвездии Лебедя наблюдается звезда Денеб – еще один представитель этого редкого класса. Ее спектральный класс Ia, это – яркий сверхгигант. На небосводе по своей светимости эта далекая звезда может сравниться только с Ригелем. Интенсивность ее излучения сравнима с 196 тыс. Солнц, радиус объекта превосходит наше светило в 200 раз, а вес – в 19. Денеб быстро теряет свою массу, звездный ветер невероятной силы разносит ее вещество по Вселенной. Звезда уже вступила в период нестабильности. Пока ее блеск изменяется по небольшой амплитуде, но со временем станет пульсирующим. После исчерпания запаса тяжелых элементов, которые поддерживают стабильность ядра, Денеб, как другие голубые сверхгиганты, вспыхнет сверхновой, а его массивное ядро станет черной дырой.

Интересные факты

Красный карлик может существовать миллиарды лет, экономно расходуя внутреннее топливо, а для сверхгиганта этот период сокращается до нескольких миллионов.

Туманность вокруг Полярной звезды

Известная всем Полярная звезда – представительница этого класса. Она относится к желтому спектру, ее радиус больше солнечного в 30 раз, а светимость – в 2200.

Гипергиганты не значительно превосходят сверхгигантов по размеру, но при этом превалируют в массе в десятки раз, а их яркость достигает от 500 тыс. до 5 млн. светимостей Солнца. Эти звезды имеют самую короткую жизнь, иногда она исчисляется сотнями тысяч лет. Таких ярких и мощных объектов в нашей Галактике найдено около 10.

Изначально ученые считали, что голубые гиганты взрываются, переходя в стадию красных. Но неоднократные наблюдения вспышек сверхновых непосредственно из голубых сверхгигантов, доказали ошибочность этой теории. Колоссальная энергия таких процессов стала неожиданностью для ученых. Под пристальное наблюдение попала Эта Киля, являющаяся нестабильной. Этот голубой сверхгигант, способный затмить 120 Солнц, может взорваться сверхновой в недалеком будущем. Воздействие взрывной волны подобной силы на нашу Солнечную систему непредсказуемо, но мы точно не узнаем о них.

Общие характеристики

Это молодые очень горячие и яркие звёзды с температурой поверхности 20 000—50 000 °C. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела расположены в верхней левой части. Их масса находится в пределах 10—50 солнечных масс (M⊙{\displaystyle M_{\odot }}), максимальный радиус достигает 25 солнечных радиусов (R⊙{\displaystyle R_{\odot }}). Эти редкие и загадочные звезды — одни из самых горячих, крупнейших и самых ярких объектов в изученной области Вселенной.

Из-за огромных масс они имеют относительно короткую продолжительность жизни (10—50 миллионов лет) и присутствуют только в молодых космических структурах, таких как рассеянные скопления, рукава спиральных галактик и неправильные галактики. Они практически не встречаются в ядрах спиральных и эллиптических галактик или в шаровых скоплениях, которые, как полагают, являются старыми объектами.

Несмотря на их редкость и их короткую жизнь, голубые сверхгиганты часто встречаются среди звёзд, видимых невооружённым глазом; свойственная им яркость компенсирует их малочисленность.

Примеры голубых сверхгигантов

Ригель

Самый известный пример – Ригель (бета Ориона), самая яркая звезда в созвездии Орион, масса которой приблизительно в 20 раз больше массы Солнца и его светимость примерно в 130 000 раз выше солнечной, а значит, это одна из самых мощных звёзд в Галактике (во всяком случае, самая мощная из ярчайших звёзд на небе, так как Ригель – ближайшая из звёзд с такой огромной светимостью). Древние египтяне связывали Ригель с Сахом – царём звёзд и покровителем умерших, а позже – с Осирисом.

Гамма Парусов

Гамма Парусов – кратная звезда, ярчайшая в созвездии Паруса. Имеет видимую звёздную величину в +1,7m. Расстояние до звёзд системы оценивается в 800 световых лет. Гамма Парусов (Регор) – массивный голубой сверхгигант. Имеет массу в 30 раз больше массы Солнца. Его диаметр в 8 раз больше солнечного. Светимость Регора – 10 600 солнечных светимостей. Необычный спектр звезды, где вместо тёмных линий поглощения имеются яркие эмисионные линии излучения, дал название звезде как «Спектральная жемчужина южного неба»

Альфа Жирафа

Расстояние до звезды примерно 7 тысяч световых лет, и тем не менее, звезда видна невооружённым глазом. Это третья по яркости звезда в созвездии Жирафа, первое и второе место занимают Бета Жирафа и CS Жирафа соответственно.

Дзета Ориона

Дзета Ориона (имеет название Альнитак) – звезда в созвездии Ориона, которая является самой яркой звездой класса O с визуальной звездной величиной +1,72 (в максимуме +1,72 и в минимуме до +1,79), левая и самая близкая звезда астеризма «Пояса Ориона». Расстояние до звезды – около 800 световых лет, светимость примерно 35 000 солнечных.

Тау Большого Пса

Спектрально-двойная звезда в созвездии Большого Пса. Она является наиболее яркой звездой рассеянного звёздного скопления NGC 2362, находясь на расстоянии 3200 св. лет от Земли. Тау Большого Пса – голубой сверхгигант спектрального класса O с видимой звёздной величиной +4,37m. Звёздная система Тау Большого Пса состоит, по крайней мере, из пяти компонентов. В первом приближении Тау Большого Пса – тройная звезда в которой две звезды имеют видимую звёздную величину +4,4m и +5,3m и отстоят друг от друга на 0,15 угловых секунд, а третья звезда имеет видимую звёздную величину +10m и и отстоит от них на 8 угловых секунд, обращаясь с периодом 155 дней вокруг внутренней пары.

Дзета Кормы

Дзета Кормы – ярчайшая звезда созвездия Кормы. Звезда имеет собственное имя Наос. Это массивная голубая звезда, имеющая светимость 870 000 светимостей Солнца. Дзета Кормы массивнее Солнца в 59 раз. Имеет спектральный класс O9.

Видео

https://youtube.com/watch?v=L3aYRb_Ww9g

https://youtube.com/watch?v=nz_pVwzFSbw

Источники

• http://cyclowiki.org/wiki/Голубой_сверхгигантhttp://spacegid.com/tsvet-zvezdyi.htmlhttp://ru.starwars.wikia.com/wiki/Звездаhttps://ru.wikipedia.org/wiki/Голубой_сверхгигант