ดาวยักษ์

ประเภทของดาวที่มีขนาดใหญ่และสว่างกว่าดวงอาทิตย์

ดาวฤกษ์ยักษ์มีรัศมีและความส่องสว่างมากกว่า ดาวฤกษ์ ในลำดับหลัก (หรือดาวแคระ ) ที่มีอุณหภูมิพื้นผิว เท่ากันอย่าง มาก^[1]ดาวฤกษ์เหล่านี้อยู่เหนือลำดับหลัก (ระดับความส่องสว่างVในการจำแนกประเภทสเปกตรัมของเยอร์เกส ) บนไดอะแกรมเฮิร์ตสปรุง–รัสเซลล์และสอดคล้องกับระดับความส่องสว่างIIและIII ^[2]คำว่ายักษ์และดาวแคระถูกคิดขึ้นสำหรับดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างต่างกันมากแม้จะมีอุณหภูมิหรือประเภทสเปกตรัม ที่คล้ายกัน (คือ K และ M) โดยEjnar Hertzsprungในปี 1905 ^[3]หรือ 1906 ^[4]

ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่มีรัศมีมากกว่า ดวงอาทิตย์ถึงหลายร้อยเท่า และมีความส่องสว่างมากกว่า ดวงอาทิตย์ถึง 10 ถึงหลายพันเท่าดาวฤกษ์ที่ส่องสว่างมากกว่าดาวฤกษ์ขนาดใหญ่จะเรียกว่าดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่และดาวฤกษ์ไฮเปอร์ไจแอนท์

ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่ร้อนและส่องสว่างอาจเรียกอีกอย่างว่าดาวยักษ์ แต่ดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักใดๆ ก็ตามจะเรียกอย่างถูกต้องว่าดาวแคระ โดยไม่คำนึงว่าดาวฤกษ์นั้นจะมีขนาดใหญ่และส่องสว่างเพียงใด^[5]

การก่อตัว

ดาวฤกษ์จะกลายเป็นดาวยักษ์หลังจากไฮโดรเจน ทั้งหมด ที่สามารถหลอมรวมที่แกนกลางของมันหมดลง และส่งผลให้หลุดออกจากลำดับหลัก^[2] พฤติกรรมของดาวฤกษ์หลังลำดับหลักขึ้นอยู่กับมวลของมันเป็นอย่างมาก

ดาวฤกษ์มวลปานกลาง

สำหรับดาวที่มีมวลมากกว่า 0.25 เท่าของมวลดวงอาทิตย์ ( M _☉ ) เมื่อแกนกลางหมดไฮโดรเจน แล้ว ดาว จะหดตัวและร้อนขึ้น ทำให้ไฮโดรเจนเริ่มหลอมรวมเป็นเปลือกรอบแกนกลาง ส่วนของดาวที่อยู่นอกเปลือกจะขยายตัวและเย็นลง แต่ความส่องสว่างจะเพิ่มขึ้นเพียงเล็กน้อย และดาวจะกลายเป็นดาวยักษ์ ย่อย แกนกลาง ฮีเลียมเฉื่อยจะเติบโตต่อไปและมีอุณหภูมิเพิ่มขึ้นในขณะที่ดูดซับฮีเลียมจากเปลือก แต่ในดาวที่มีมวลถึงประมาณ 10-12 M _☉จะไม่ร้อนเพียงพอที่จะทำให้ฮีเลียมเริ่มเผาไหม้ (ดาวที่มีมวลมากกว่าจะเป็นดาวยักษ์ใหญ่และมีวิวัฒนาการแตกต่างกัน) ในทางกลับกัน หลังจากผ่านไปเพียงไม่กี่ล้านปี แกนกลางจะไปถึงขีดจำกัดของ Schönberg–Chandrasekharยุบตัวอย่างรวดเร็ว และอาจเสื่อมสลายลง ส่งผลให้ชั้นนอกขยายตัวมากขึ้นและสร้างโซนการพาความร้อนที่รุนแรงซึ่งนำธาตุหนักขึ้นสู่พื้นผิวในกระบวนการที่เรียกว่าการขุดลอก ครั้งแรก การพาความร้อนที่รุนแรงนี้ยังเพิ่มการขนส่งพลังงานไปที่พื้นผิว ความส่องสว่างเพิ่มขึ้นอย่างมาก และดาวฤกษ์จะเคลื่อนที่ไปที่สาขาดาวฤกษ์ยักษ์แดงซึ่งจะเผาไฮโดรเจนในเปลือกอย่างเสถียรเป็นเวลาเกือบครึ่งหนึ่งของอายุขัยทั้งหมด (ประมาณ 10% สำหรับดาวฤกษ์คล้ายดวงอาทิตย์) แกนกลางจะยังคงมีมวลเพิ่มขึ้น หดตัว และอุณหภูมิเพิ่มขึ้น ในขณะที่มวลบางส่วนในชั้นนอกจะสูญเสียไป^[6]^{, § 5.9}

หากมวลของดาวฤกษ์เมื่ออยู่ในลำดับหลักอยู่ต่ำกว่าประมาณ 0.4 M _☉ดาวฤกษ์จะไม่มีทางไปถึงอุณหภูมิที่ใจกลางซึ่งจำเป็นต่อการหลอมรวมฮีเลียมได้^[7]^{, หน้า 169} ดังนั้น ดาวฤกษ์จะยังคงเป็นดาวยักษ์แดงที่หลอมรวมไฮโดรเจนต่อไป จนกว่าไฮโดรเจนจะหมดลง ซึ่งเมื่อถึงจุดนั้น มันจะกลายเป็นดาวแคระขาว ที่หลอมรวม ฮีเลียม^[6]^{, § 4.1, 6.1}ตามทฤษฎีวิวัฒนาการของดาวฤกษ์ ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยขนาดนั้นไม่สามารถวิวัฒนาการไปถึงขั้นนั้นได้ภายในอายุของจักรวาล

ในดาวฤกษ์ที่มีอุณหภูมิเหนือ 0.4 M _☉อุณหภูมิแกนกลางจะถึง 10 ⁸ K ในที่สุด และฮีเลียมจะเริ่มหลอมรวมเป็นคาร์บอนและออกซิเจนในแกนกลางโดยกระบวนการทริปเปิ้ลอัลฟา [ ^6]^{,§ 5.9, บทที่ 6} เมื่อแกนกลางเสื่อม ฮีเลียมฟิวชันก็จะเริ่มต้นขึ้นอย่างรวดเร็วแต่พลังงานส่วนใหญ่จะถูกใช้เพื่อยกระดับการเสื่อม และแกนกลางจะเกิดการพาความร้อน พลังงานที่สร้างขึ้นโดยฟิวชันของฮีเลียมจะลดความดันในเปลือกที่เผาไหม้ไฮโดรเจนโดยรอบ ซึ่งจะช่วยลดอัตราการสร้างพลังงาน ความส่องสว่างโดยรวมของดาวฤกษ์จะลดลง เปลือกนอกจะหดตัวอีกครั้ง และดาวฤกษ์จะเคลื่อนที่จากกิ่งดาวฤกษ์ยักษ์แดงไปยังกิ่งแนวนอน [ ^6]^[8]^{, บทที่ 6}

เมื่อแกนฮีเลียมหมดลง ดาวที่มีมวลโมเลกุลประมาณ 8 M _☉จะมีแกนคาร์บอน-ออกซิเจนที่เสื่อมสภาพและเริ่มมีการเผาไหม้ฮีเลียมในเปลือก เช่นเดียวกับการยุบตัวของแกนฮีเลียมก่อนหน้านี้ การเกิดการพาความร้อนในชั้นนอก กระตุ้นให้เกิดการขุดลอกซ้ำอีกครั้ง และทำให้ขนาดและความส่องสว่างเพิ่มขึ้นอย่างมาก นี่คือสาขายักษ์เชิงอะซิมโทติก (AGB) ซึ่งคล้ายกับสาขายักษ์แดงแต่ส่องสว่างมากกว่า โดยมีเปลือกที่เผาไหม้ไฮโดรเจนเป็นส่วนที่ให้พลังงานส่วนใหญ่ ดาวจะอยู่บน AGB ได้เพียงประมาณหนึ่งล้านปีเท่านั้น และจะไม่เสถียรมากขึ้นเรื่อยๆ จนกระทั่งเชื้อเพลิงหมด ผ่านช่วงเนบิวลาดาวเคราะห์ จากนั้นจึงกลายเป็นดาวแคระขาวคาร์บอน-ออกซิเจน^[6]^{, § 7.1–7.4}

ดาวที่มีมวลมาก

ดาวฤกษ์ในลำดับหลักที่มีมวลมากกว่า 12 M _☉นั้นมีความสว่างมากอยู่แล้ว และเคลื่อนที่ในแนวนอนข้ามไดอะแกรม HR เมื่อออกจากลำดับหลัก โดยกลายเป็นดาวฤกษ์ยักษ์สีน้ำเงินในช่วงสั้นๆ ก่อนที่จะขยายตัวต่อไปเป็นดาวฤกษ์ยักษ์สีน้ำเงิน ดาวฤกษ์เหล่านี้เริ่มเผาไหม้ฮีเลียมที่แกนกลางก่อนที่แกนกลางจะเสื่อมสลาย และพัฒนาไปอย่างราบรื่นเป็นดาวฤกษ์ยักษ์แดงโดยที่ความสว่างไม่เพิ่มขึ้นมากนัก ในระยะนี้ ดาวฤกษ์เหล่านี้มีความส่องสว่างที่เทียบได้กับดาวฤกษ์ AGB ที่สว่างแม้ว่าจะมีมวลมากกว่ามาก แต่ความส่องสว่างจะเพิ่มขึ้นอีกเมื่อเผาไหม้ธาตุที่มีน้ำหนักมากกว่า และในที่สุดก็กลายเป็นซูเปอร์โนวา

ดาวฤกษ์ในช่วง 8~12 M _☉มีคุณสมบัติค่อนข้างเป็นกลางและถูกเรียกว่าดาวฤกษ์ซูเปอร์เอจีบี^[9]ดาวฤกษ์เหล่านี้ส่วนใหญ่ติดตามรอยของดาวฤกษ์ที่เบากว่าผ่านช่วง RGB, HB และ AGB แต่มีมวลมากพอที่จะทำให้แกนคาร์บอนเริ่มเผาไหม้และแม้แต่แกนนีออนบางส่วนก็เผาไหม้ได้ พวกมันก่อตัวเป็นแกนออกซิเจน-แมกนีเซียม-นีออน ซึ่งอาจยุบตัวลงเป็นซูเปอร์โนวาที่จับอิเล็กตรอน หรืออาจทิ้งดาวแคระขาวออกซิเจน-นีออนไว้ข้างหลัง

ดาวฤกษ์ในลำดับหลักคลาส O นั้นมีความสว่างสูงอยู่แล้ว เฟสยักษ์ของดาวฤกษ์ประเภทนี้คือเฟสสั้นๆ ที่มีขนาดและความส่องสว่างเพิ่มขึ้นเล็กน้อยก่อนที่จะพัฒนาเป็นคลาสความส่องสว่างสเปกตรัมระดับซูเปอร์ไจแอนต์ ดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่ประเภท O อาจมีความส่องสว่างมากกว่าดวงอาทิตย์มากกว่าหนึ่งแสนเท่า ซึ่งสว่างกว่าดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่หลายๆ ดวง การจำแนกประเภทมีความซับซ้อนและยากลำบาก โดยมีความแตกต่างเพียงเล็กน้อยระหว่างคลาสความส่องสว่างและช่วงต่อเนื่องของรูปแบบกลาง ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากที่สุดจะพัฒนาเป็นสเปกตรัมระดับยักษ์หรือซูเปอร์ไจแอนต์ในขณะที่ยังเผาไหม้ไฮโดรเจนในแกนกลาง เนื่องมาจากการผสมของธาตุหนักที่พื้นผิวและความส่องสว่างสูงซึ่งก่อให้เกิดลมดาวฤกษ์ที่ทรงพลังและทำให้ชั้นบรรยากาศของดาวฤกษ์ขยายตัว

ดาวที่มีมวลน้อย

ดาวฤกษ์ที่มีมวลเริ่มต้นน้อยกว่าประมาณ 0.25 M _☉จะไม่กลายเป็นดาวฤกษ์ขนาดยักษ์เลย ตลอดช่วงอายุขัยของดาวฤกษ์เหล่านี้ ภายในดาวฤกษ์จะผสมกันอย่างทั่วถึงด้วยการพาความร้อนดังนั้นจึงสามารถหลอมไฮโดรเจนต่อไปได้นานกว่า10-12ปี นานกว่าอายุของจักรวาล ปัจจุบันมาก พวกมันจะร้อนขึ้นและส่องสว่างมากขึ้นเรื่อยๆ ตลอดเวลา ในท้ายที่สุด พวกมันจะพัฒนาแกนที่แผ่รังสี ซึ่งจะทำให้ไฮโดรเจนในแกนหมดลงและไฮโดรเจนในเปลือกที่ล้อมรอบแกนถูกเผาไหม้ (ดาวที่มีมวลเกิน 0.16 ^M ☉ _อาจขยายตัวในจุดนี้ แต่จะไม่ใหญ่ขึ้นมากนัก) ไม่นานหลังจากนั้น ไฮโดรเจนที่ดาวฤกษ์ได้รับจะหมดลงโดยสิ้นเชิง และคาดว่าจะกลายเป็นดาวแคระขาว ฮีเลียม ^[10]แม้ว่าจักรวาลจะยังอายุน้อยเกินไปสำหรับดาวฤกษ์ประเภทดังกล่าวที่จะมีอยู่ ดังนั้นจึงไม่เคยพบดาวฤกษ์ที่มีประวัติเช่นนั้นเลย

คลาสย่อย

มีดาวฤกษ์ประเภทดาวยักษ์อยู่มากมายและมีการใช้การแบ่งย่อยหลายแบบเพื่อระบุกลุ่มดาวฤกษ์ที่เล็กกว่า

ยักษ์ใหญ่

ดาวฤกษ์ประเภทย่อยยักษ์เป็นดาวฤกษ์ประเภทความส่องสว่างทางสเปกตรัม (IV) ที่แยกจากดาวฤกษ์ประเภทยักษ์ใหญ่โดยสิ้นเชิง แต่มีลักษณะหลายอย่างที่เหมือนกัน แม้ว่าดาวฤกษ์ประเภทย่อยยักษ์บางดวงจะเป็นเพียงดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลักที่มีความสว่างเกินเนื่องจากการเปลี่ยนแปลงทางเคมีหรืออายุ แต่ดาวฤกษ์บางดวงก็มีเส้นทางวิวัฒนาการที่ชัดเจนในการก้าวไปสู่ดาวฤกษ์ประเภทยักษ์ใหญ่ที่แท้จริง

ตัวอย่าง:

Gamma Geminorum (γ Gem) ซึ่งเป็นยักษ์ย่อยชนิด A;
Eta Bootis (η Boo) ยักษ์ย่อยชนิด G
Delta Scorpii (δ Sco) ซึ่งเป็นยักษ์ย่อยประเภท B

ยักษ์ใหญ่ที่สดใส

ดาวฤกษ์ยักษ์สว่างคือดาวฤกษ์ที่มีความส่องสว่างระดับIIตามการจำแนกสเปกตรัมของเยอร์กส์ดาวฤกษ์เหล่านี้อยู่ระหว่างดาวฤกษ์ยักษ์ธรรมดาและดาวฤกษ์ยักษ์ซูเปอร์ไจแอนต์โดยพิจารณาจากลักษณะสเปกตรัม^[11]ระดับความส่องสว่างของดาวฤกษ์ยักษ์สว่างถูกกำหนดขึ้นครั้งแรกในปี พ.ศ. 2486 ^[12]

ดาวฤกษ์ที่รู้จักกันดีซึ่งจัดอยู่ในประเภทดาวฤกษ์ยักษ์สว่าง ได้แก่:

ยักษ์แดง

ภายในคลาสความส่องสว่างขนาดยักษ์ใดๆ ดาวฤกษ์ที่เย็นกว่าของสเปกตรัมคลาส K, M, S และ C (และบางครั้งมีดาวฤกษ์ประเภท G บางดวง^[13] ) เรียกว่าดาวฤกษ์ยักษ์แดง ดาวฤกษ์ยักษ์แดงประกอบด้วยดาวฤกษ์ในช่วงวิวัฒนาการที่แตกต่างกันหลายช่วงของชีวิต ได้แก่ ดาวฤกษ์ยักษ์แดง หลัก (RGB) ดาวฤกษ์ยักษ์แดงแนวนอนหรือกลุ่มดาวฤกษ์สีแดงดาวฤกษ์ยักษ์อะซิมโทติก (AGB) แม้ว่าดาวฤกษ์ AGB มักจะมีขนาดใหญ่และส่องสว่างเพียงพอที่จะจัดเป็นดาวฤกษ์ยักษ์ใหญ่ และบางครั้งอาจมีดาวฤกษ์เย็นขนาดใหญ่ดวงอื่นๆ เช่นดาวฤกษ์หลัง AGBดาวฤกษ์ RGB เป็นดาวฤกษ์ยักษ์ประเภทที่พบได้ทั่วไปที่สุด เนื่องจากมีมวลปานกลาง อายุขัยที่ค่อนข้างยาวนาน และมีความส่องสว่าง ดาวฤกษ์เหล่านี้เป็นกลุ่มดาวฤกษ์ที่ชัดเจนที่สุดหลังจากลำดับหลักในไดอะแกรม HR ส่วนใหญ่ แม้ว่าดาวแคระขาวจะมีจำนวนมากขึ้นแต่ส่องสว่างน้อยกว่ามาก

ตัวอย่าง:

พอลลักซ์ ยักษ์ประเภท K
เอปซิลอน โอฟิอูชิ ยักษ์แดงประเภท G ^[13]
อาร์คทูรัส (α Boötis) ยักษ์ประเภท K
R Doradusยักษ์ประเภท M
มิร่า (ο Ceti) ยักษ์ประเภท M และต้นแบบตัวแปรมิร่า
อัลเดบารัน ยักษ์ประเภท K

ยักษ์สีเหลือง

ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่มีอุณหภูมิปานกลาง (สเปกตรัมคลาส G, F และอย่างน้อยบางคลาส A) เรียกว่าดาวฤกษ์ขนาดใหญ่สีเหลือง พวกมันมีจำนวนน้อยกว่าดาวฤกษ์ขนาดใหญ่สีแดงมาก ส่วนหนึ่งเป็นเพราะพวกมันก่อตัวจากดาวฤกษ์ที่มีมวลมากกว่าเล็กน้อยเท่านั้น และส่วนหนึ่งเป็นเพราะพวกมันใช้เวลาน้อยกว่าในช่วงอายุขัยดังกล่าว อย่างไรก็ตาม พวกมันยังรวมถึงกลุ่มดาวแปรแสงที่สำคัญจำนวนหนึ่งด้วย ดาวฤกษ์สีเหลืองที่มีความส่องสว่างสูงโดยทั่วไปจะไม่เสถียร ทำให้เกิดแถบความไม่เสถียรในแผนภาพ HR ซึ่งดาวฤกษ์ส่วนใหญ่จะเป็นดาวแปรแสงที่เต้นเป็นจังหวะ แถบความไม่เสถียรนี้มีตั้งแต่ระดับความส่องสว่างในลำดับหลักไปจนถึงระดับความส่องสว่างระดับไฮเปอร์ไจแอนต์ แต่ในระดับความส่องสว่างของดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ จะมีดาวแปรแสงที่เต้นเป็นจังหวะหลายคลาส:

ดาวแปรแสง RR Lyraeดาวฤกษ์ประเภท A สาขาแนวนอนที่มีการเต้นเป็นจังหวะ (บางครั้งเป็น F) ซึ่งมีคาบการโคจรน้อยกว่าหนึ่งวัน และมีแอมพลิจูดที่มีขนาดน้อยกว่านั้น
ดาวแปรแสง W Virginisดาวแปรแสงแบบเต้นเป็นจังหวะที่มีความสว่างมากกว่า เรียกอีกอย่างว่าดาวเซเฟอิดประเภท II โดยมีคาบดาว 10–20 วัน
ดาวแปรแสงเซเฟอิดประเภท Iมีความสว่างมากกว่าและส่วนใหญ่เป็นดาวยักษ์ใหญ่ ซึ่งมีคาบที่ยาวนานกว่าด้วย
ดาวแปรแสงเดลต้าสคูติรวมไปถึงดาวฤกษ์ขนาดยักษ์และดาวฤกษ์ในแถบลำดับหลัก

ดาวฤกษ์ยักษ์สีเหลืองอาจเป็นดาวที่มีมวลปานกลางที่วิวัฒนาการไปสู่สาขาดาวฤกษ์ยักษ์แดงเป็นครั้งแรก หรืออาจเป็นดาวฤกษ์ที่วิวัฒนาการไปสู่สาขาดาวฤกษ์ยักษ์แดงเป็นครั้งแรกนั้นรวดเร็วมาก ในขณะที่ดาวฤกษ์อาจใช้เวลานานกว่านั้นในสาขาดาวฤกษ์แนวนอน ดาวฤกษ์สาขาดาวฤกษ์แนวนอนซึ่งมีธาตุหนักกว่าและมีมวลน้อยกว่านั้นจะไม่เสถียรกว่า

ตัวอย่าง:

ซิกม่า ออคแทนติส (σ Octantis) ยักษ์ประเภท F และตัวแปรเดลต้า สคูติ
Capella Aa (α Aurigae Aa) ยักษ์ประเภท G
เบต้าคอร์วี (β Corvi) ยักษ์ใหญ่รูปร่างคล้าย G

ยักษ์ใหญ่สีน้ำเงิน (และบางครั้งก็เป็นสีขาว)

ดาวฤกษ์ขนาดใหญ่ที่สุดที่มีสเปกตรัมคลาส O, B และบางครั้งมีสเปกตรัมคลาส A ในยุคแรก เรียกว่าดาวฤกษ์ขนาดใหญ่สีน้ำเงินบางครั้งดาวฤกษ์ประเภท A และ B ในยุคหลังอาจเรียกว่าดาวฤกษ์ขนาดใหญ่สีขาว^{[ ทำไม? ]}

ดาวฤกษ์ยักษ์สีน้ำเงินเป็นกลุ่มดาวที่มีความหลากหลายมาก ตั้งแต่ดาวฤกษ์ที่มีมวลมากและความส่องสว่างสูงที่ออกจากลำดับหลักไปจนถึงดาวฤกษ์มวลน้อยที่มีกิ่งแนวนอนดาวฤกษ์ที่มีมวลมากจะออกจากลำดับหลักและกลายมาเป็นดาวฤกษ์ยักษ์สีน้ำเงิน จากนั้นจึงกลายเป็นดาวฤกษ์ยักษ์สีน้ำเงินสว่าง และสุดท้ายก็กลายเป็นดาวฤกษ์ยักษ์สีน้ำเงิน ก่อนที่จะขยายตัวเป็นดาวฤกษ์ยักษ์สีแดง แม้ว่าในช่วงที่มีมวลมากที่สุด ระยะดาวฤกษ์ยักษ์จะสั้นและแคบมากจนแทบไม่สามารถแยกแยะจากดาวฤกษ์ยักษ์สีน้ำเงินได้เลย

ดาวฤกษ์ที่มีมวลน้อยกว่าซึ่งเผาไหม้ฮีเลียมที่แกนโลกวิวัฒนาการมาจากดาวฤกษ์ยักษ์แดงตามแนวกิ่งแนวนอนแล้วจึงย้อนกลับไปเป็นกิ่งยักษ์อะซิมโทติก อีกครั้ง และขึ้นอยู่กับมวลและความเป็นโลหะดาวฤกษ์เหล่านี้อาจกลายเป็นดาวฤกษ์ยักษ์สีน้ำเงินได้ เชื่อกันว่าดาวฤกษ์หลังยุค AGB บางดวงที่ประสบกับ พัลส์ความร้อนในระยะหลังอาจกลายเป็นดาวฤกษ์ยักษ์สีน้ำเงิน ที่แปลกประหลาด ^{[ จำเป็นต้องมีการชี้แจง ]}

ตัวอย่าง:

เมอิซา (λ Orionis A) ยักษ์ประเภท O
อัลไซโอนี (η Tauri) ดาวยักษ์ประเภท B ซึ่งเป็นดาวที่สว่างที่สุดในกลุ่มดาวลูกไก่
Thuban (α Draconis) ยักษ์ประเภท A

ดูเพิ่มเติม

รายชื่อดาวฤกษ์ยักษ์ที่อยู่ใกล้ที่สุด

อ้างอิง

^ Patrick Moore, ed. (2002). "Giant star". Astronomy Encyclopedia . นิวยอร์ก: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยออกซ์ฟอร์ดISBN 0-19-521833-7-
^ โดย John Daintith และ William Gould, ed. (2006). giant (พิมพ์ครั้งที่ 5). New York: Facts On File, Inc. ISBN 0-8160-5998-5-
^ รัสเซลล์, เฮนรี่ นอร์ริส (1914). "ความสัมพันธ์ระหว่างสเปกตรัมและลักษณะอื่น ๆ ของดวงดาว". Popular Astronomy . 22 : 275–294. Bibcode :1914PA.....22..275R.
^ Brown, Laurie M.; Pais, Abraham ; Pippard, AB , eds. (1995). ฟิสิกส์ศตวรรษที่ 20. บริสตอลสหราชอาณาจักร; นิวยอร์ก, นิวยอร์ก: สถาบันฟิสิกส์สถาบันฟิสิกส์อเมริกันหน้า 1696 ISBN 0-7503-0310-7.OCLC 33102501 .
^ Jacqueline Mitton , ed. (2001). ดาวยักษ์ . Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-80045-5-
^ abcde Maurizio Salaris และ Santi Cassisi (2005). วิวัฒนาการของดวงดาวและประชากรดาวฤกษ์ Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd. ISBN 0-470-09219-X-
^ SO Keplerและ PA Bradley (1995). "โครงสร้างและวิวัฒนาการของดาวแคระขาว". Baltic Astronomy . 4 (2): 166–220. Bibcode :1995BaltA...4..166K. doi : 10.1515/astro-1995-0213 .
^ Robin Ciardullo. "Giants and Post-Giants" (PDF) (บันทึกย่อของชั้นเรียน) ดาราศาสตร์ 534, มหาวิทยาลัย Penn Stateเก็บถาวรจากแหล่งเดิม(PDF)เมื่อ 20 กรกฎาคม 2011
^ Eldridge, JJ; Tout, CA (2004). "การสำรวจการแบ่งแยกและการทับซ้อนระหว่างดาว AGB และดาวฤกษ์ซูเปอร์เอจีบีและซูเปอร์โนวา" Memorie della Società Astronomica Italiana . 75 : 694. arXiv : astro-ph/0409583 . Bibcode :2004MmSAI..75..694E.
^ Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (10 มิถุนายน 1997). "จุดสิ้นสุดของลำดับหลัก". The Astrophysical Journal . 482 (1): 420–432. Bibcode :1997ApJ...482..420L. doi : 10.1086/304125 .
^ Abt, Helmut A. (1957). "Line Broadening in High-Luminosity Stars. I. Bright Giants". Astrophysical Journal . 126 : 503. Bibcode :1957ApJ...126..503A. doi : 10.1086/146423 .
^ Steven J. Dick (2019). การจำแนกจักรวาล: เราจะเข้าใจภูมิทัศน์บนท้องฟ้าได้อย่างไร Springer. หน้า 176 ISBN 9783030103804-
^ ab Mazumdar, A.; et al. (สิงหาคม 2009), "Asteroseismology and interferometry of the red giant star ɛ Ophiuchi", ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ , 503 (2): 521–531, arXiv : 0906.3386 , Bibcode :2009A&A...503..521M, doi :10.1051/0004-6361/200912351, S2CID 15699426

ลิงค์ภายนอก

การเปรียบเทียบยักษ์กับดวงดาวแบบโต้ตอบ

[oxford-1] Patrick Moore, ed. (2002). "Giant star". Astronomy Encyclopedia . นิวยอร์ก: สำนักพิมพ์มหาวิทยาลัยออกซ์ฟอร์ดISBN 0-19-521833-7-

[fof-2] โดย John Daintith และ William Gould, ed. (2006). giant (พิมพ์ครั้งที่ 5). New York: Facts On File, Inc. ISBN 0-8160-5998-5-

[HRN-3] รัสเซลล์, เฮนรี่ นอร์ริส (1914). "ความสัมพันธ์ระหว่างสเปกตรัมและลักษณะอื่น ๆ ของดวงดาว". Popular Astronomy . 22 : 275–294. Bibcode :1914PA.....22..275R.

[Brown-Pais-Pippard-1995-4] Brown, Laurie M.; Pais, Abraham ; Pippard, AB , eds. (1995). ฟิสิกส์ศตวรรษที่ 20. บริสตอลสหราชอาณาจักร; นิวยอร์ก, นิวยอร์ก: สถาบันฟิสิกส์สถาบันฟิสิกส์อเมริกันหน้า 1696 ISBN 0-7503-0310-7.OCLC 33102501 .

[cambridge-5] Jacqueline Mitton , ed. (2001). ดาวยักษ์ . Cambridge: Cambridge University Press. ISBN 0-521-80045-5-

[evo-6] Maurizio Salaris และ Santi Cassisi (2005). วิวัฒนาการของดวงดาวและประชากรดาวฤกษ์ Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd. ISBN 0-470-09219-X-

[7] SO Keplerและ PA Bradley (1995). "โครงสร้างและวิวัฒนาการของดาวแคระขาว". Baltic Astronomy . 4 (2): 166–220. Bibcode :1995BaltA...4..166K. doi : 10.1515/astro-1995-0213 .

[psu-8] Robin Ciardullo. "Giants and Post-Giants" (PDF) (บันทึกย่อของชั้นเรียน) ดาราศาสตร์ 534, มหาวิทยาลัย Penn Stateเก็บถาวรจากแหล่งเดิม(PDF)เมื่อ 20 กรกฎาคม 2011

[super-9] Eldridge, JJ; Tout, CA (2004). "การสำรวจการแบ่งแยกและการทับซ้อนระหว่างดาว AGB และดาวฤกษ์ซูเปอร์เอจีบีและซูเปอร์โนวา" Memorie della Società Astronomica Italiana . 75 : 694. arXiv : astro-ph/0409583 . Bibcode :2004MmSAI..75..694E.

[endms-10] Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (10 มิถุนายน 1997). "จุดสิ้นสุดของลำดับหลัก". The Astrophysical Journal . 482 (1): 420–432. Bibcode :1997ApJ...482..420L. doi : 10.1086/304125 .

[abt-11] Abt, Helmut A. (1957). "Line Broadening in High-Luminosity Stars. I. Bright Giants". Astrophysical Journal . 126 : 503. Bibcode :1957ApJ...126..503A. doi : 10.1086/146423 .

[dick-12] Steven J. Dick (2019). การจำแนกจักรวาล: เราจะเข้าใจภูมิทัศน์บนท้องฟ้าได้อย่างไร Springer. หน้า 176 ISBN 9783030103804-

[aaa503_2_521-13] Mazumdar, A.; et al. (สิงหาคม 2009), "Asteroseismology and interferometry of the red giant star ɛ Ophiuchi", ดาราศาสตร์และฟิสิกส์ดาราศาสตร์ , 503 (2): 521–531, arXiv : 0906.3386 , Bibcode :2009A&A...503..521M, doi :10.1051/0004-6361/200912351, S2CID 15699426