Просмотр кода страницы Красный сверхгигант

[[Файл:Stellar evolutionary tracks-ru.svg|thumb|350px|Эволюционные треки звёзд различных масс при образовании красных гигантов на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]]]]
'''Кра́сный сверхгига́нт''' — [[сверхгигант]], массивная и очень большая [[звезда]]. Относится к [[Спектральные классы звёзд|спектральному классу]] K или M и [[Класс светимости|классу светимости]] I. Типичными представителями красных сверхгигантов являются звёзды [[Антарес]] и [[Бетельгейзе]].

== Описание ==
Красные сверхгиганты — звёзды, сошедшие в результате эволюции с [[Главная последовательность|главной последовательности]] и размером превышающие [[Красный гигант|красные гиганты]].

Красные сверхгиганты самые большие по размеру звёзды. Они обладают очень низкой [[Эффективная температура|эффективной температурой]] (3000—5000 K) и радиусом в 200—1500 раз более радиуса [[Солнце|Солнца]]. Поток энергии с единицы площади их поверхности мал — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Светимость красных сверхгигантов в {{num|500000}} превышает светимость Солнца.

Стадия красного сверхгиганта характерна для массивных (свыше 10 масс Солнца) звёзд и длится от 10 до 100 миллионов лет. Часто звёзды этого типа располагаются в [[Звёздное скопление|кластерах]].

Традиционное деление звёзд на красных гигантов и красных сверхгигантов условно, так как оно отражает только различие в радиусах и светимостях звёзд при сходном внутреннем строении: все они имеют горячее плотное ядро и очень разрежённую протяжённую оболочку. Согласно современной теории эволюции звёзд, звезда попадает в область диаграммы Герцшпрунга — Рассела, занимаемую красными гигантами и красными сверхгигантами дважды.

Красные сверхгиганты имеют гелиевое ядро, вокруг которого в тонком слое протекают реакции термоядерного горения водорода, или углеродно-кислородное ядро, окружённое двумя слоями горения — водородным и гелиевым. Ядро почти [[Изотермический процесс|изотермично]]. Красные сверхгиганты <math>{\mathfrak M} \le 8-10 {\mathfrak M}_\odot</math> могут иметь ядра из более тяжёлых, чем кислород, элементов, вплоть до железа, но время жизни таких звёзд крайне мало — всего ~10<sup>3</sup> лет.

Протяжённые истекающие оболочки могут иметь звёзды с двойными ядрами, которые, вероятно, образуются в ходе эволюции тесных двойных звёзд.

== Литература ==
* {{публикация|книга|часть=Красные гиганты и сверхгиганты|часть ответственный=Юнгельсон Л. Р.|заглавие=Физика космоса: Маленькая энциклопедия|год=1986|ответственный=Редкол.: [[Сюняев, Рашид Алиевич|Р. А. Сюняев]] (Гл. ред.) и др|издание=2-е изд|место=М.|издательство=[[Советская энциклопедия (издательство)|Советская энциклопедия]]|тираж=70000|страницы=331—332|страниц=783|ссылка=http://www.astronet.ru/db/FK86/|ссылка часть=http://www.astronet.ru/db/msg/1188382}}

== Ссылки ==
{{Навигация}}
* {{статья|bibcode=1984PASP...96..723G|заглавие=Luminosity classification with the Washington system|издание=[[Publications of the Astronomical Society of the Pacific]]|том=96|страницы=723|doi=10.1086/131411|язык=en|тип=journal|автор=Geisler, D.|год=1984}}
* {{статья|bibcode=1973ARA&A..11...29M|заглавие=Spectral Classification|издание={{Нп3|Annual Review of Astronomy and Astrophysics}}|том=11|страницы=29—50|doi=10.1146/annurev.aa.11.090173.000333|автор=Morgan, W. W.; Keenan, P. C.|год=1973|язык=en|тип=journal}}
* {{статья|bibcode=1992A&A...263..123P|заглавие=Photometry of yellow semiregular variables - HR 8752 (= V509 Cassiopeiae)|ссылка=https://archive.org/details/sim_astronomy-and-astrophysics_1992-09_263_1-2/page/123|издание=[[Astronomy and Astrophysics]]|том=263|страницы=123|язык=en|тип=journal|автор=Percy, J. R.; Zsoldos, E.|год=1992}}
{{ВС}}
{{Звёзды}}
{{Спектральная классификация звёзд}}
{{rq|refless}}
{{перевести|it|Supergigante rossa}}
{{ВС}}

[[Категория:Красные сверхгиганты|*]]
[[Категория:Звёздная эволюция]]
[[Категория:Астрофизика]]