Une (étoile) supergéante est un type d'étoile très volumineuse, d'environ 10 à 70 masses solaires.

PropertyValue
dbpedia-owl:abstract
  • Une (étoile) supergéante est un type d'étoile très volumineuse, d'environ 10 à 70 masses solaires.
  • 초거성(超巨星)은 가장 질량이 큰 별들의 종류 중 하나를 일컫는 단어이다. 이들은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 가장 위쪽을 차지한다. 여키스 항성분류법에 의하면 초거성의 기호는 Ia 또는 Ib로 표시된다. 이들의 절대복사등급은 -5에서 -12에 달한다. 초거성들 중 가장 밝은 부류를 극대거성으로 일컫는다. 극대거성들의 기호는 0이다.
  • In astronomia, una stella supergigante è una stella molto grande con una massa compresa tra 10 e 50 volte quella del Sole e dimensioni enormi, dell'ordine o superiori a 1000 volte quelle del Sole nel caso delle supergiganti rosse. Poste nella parte superiore del diagramma Hertzsprung-Russell, esse hanno la classe di luminosità Ia (le supergiganti più luminose) o Ib (le supergiganti meno luminose) della classificazione stellare di Yerkes e sono caratterizzate da magnitudini assolute comprese tra -5 e -12. Le supergiganti più luminose vengono talvolta classificate come ipergiganti di classe 0.A causa della loro grande massa, consumano energia a ritmi elevatissimi e sono molto luminose (Naos, nella costellazione della Poppa, raggiunge una luminosità un milione di volte superiore a quella del Sole), ma hanno vita breve: esauriscono il loro combustibile nucleare in pochi milioni di anni e tipicamente esplodono come supernovae alla fine della loro vita.
  • Veleobr je velmi hmotná hvězda s hmotností 10 až 70 hmotností Slunce. Velikostí se rovnají 1000x průměru Slunce, sahaly by teoreticky až k oběžné dráze Jupiteru. Vzhledem ke své extrémní hmotnosti mají tyto hvězdy velice krátký život, pohybující se mezi 10 až 50 miliony let. Často se vyskytují v mladých kosmických strukturách, jakými jsou například otevřené hvězdokupy v ramenech spirálních a nepravidelných galaxií. Méně se vyskytují v eliptických galaxiích a kulových hvězdokupách, které jsou složené převážně ze starších hvězd.Mezi nejznámější veleobry patří hvězdy Polárka, Betelgeuze, VV Cephei, V354 Cephei a další.
  • Een superreus is de aanduiding voor de helderste soort min of meer stabiele sterren (supernova's zijn nog veel helderder, maar die zijn niet stabiel: het zijn exploderende sterren).De absolute helderheid van superreuzen bedraagt maximaal –9, dat wil zeggen 300.000 keer zo lichtsterk als de zon. De allerhelderste superreuzen noemt men ook wel hyperreus. Wanneer een ster een superreus is, wordt dat in het spectrum aangegeven met een c of, verfijnder, met aanduidingen als Ia–0 (extreem heldere superreus), Ia (heldere superreus), Ib (zwakkere superreus) of II ("heldere reus": overgang naar reuzensterren).Superreuzen komen in alle spectraalklassen voor, van blauwe en hete O-type sterren tot rode en koele M-sterren. Het zijn zeer zware sterren, met een massa van tien tot misschien honderd zonsmassa's. De diameter van blauwe superreuzen is ongeveer 20 à 30 keer zo groot als die van de zon. Rode superreuzen hebben, omdat hun temperatuur lager is, een groter oppervlak nodig om dezelfde hoeveelheid energie uit te stralen dan blauwe.Rode superreuzen ontstaan echter door het uitdijen van blauwe superreuzen en zijn daardoor meestal groter, enkele honderden malen de diameter van de zon, waardoor ze hun helderheid behouden.Ze dijen uit doordat de kern van de ster steeds heter wordt naarmate de ster ouder wordt, vanwege de kernfusie van steeds zwaarder gevormde scheikundige elementen in hun kern.Dit heter worden van de kern en het uitdijen van de lagen eromheen, waarbij het oppervlak dus juist koeler wordt, gaat door tot de ster uiteindelijk explodeert in een supernova.De buitenste lagen van de ster worden de ruimte in geblazen en alleen de kern blijft over: deze stort onder zijn eigen zwaartekracht in tot een neutronenster, of tot een zwart gat indien de kern daar genoeg massa voor heeft.Superreuzen zijn erg zeldzaam, maar doordat ze zoveel licht uitstralen zijn ze op grote afstanden nog zichtbaar. Sommige superreuzen behoren daardoor, ondanks hun enorme afstanden, tot de schijnbaar helderste sterren aan de hemel: vijf van de twintig helderste sterren aan de hemel zijn superreuzen, namelijk Canopus op 290-330 lichtjaar afstand, Rigel op 780-940 lichtjaar, Betelgeuze tussen de 500 en 800 lichtjaar, Antares op 600 lichtjaar, en Deneb op ongeveer 1200-1800 lichtjaar.
  • Supergiants are among the most massive and most luminous stars. They occupy the top region of the Hertzsprung–Russell diagram with bolometric absolute magnitudes between −5 and −12 and temperatures from about 3,500K to over 20,000K.
  • Сверхгига́нты — одни из самых массивных звёзд. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела расположены в верхней части. В Йеркской классификации сверхгигантам соответствуют классы Ia (яркие сверхгиганты) и Ib (менее яркие сверхгиганты). Обычно полная (болометрическая) абсолютная звёздная величина сверхгиганта находится между −5m и −12m. Особо яркие сверхгиганты часто классифицируются как гипергиганты.Массы сверхгигантов варьируются от 10 до 70 масс Солнца, светимости — от 30 000 вплоть до сотен тысяч солнечных. Радиусы могут сильно отличаться — от 30 до 500, а иногда и превышают 1000 солнечных, тогда их ещё можно называть гипергигантами. Из закона Стефана — Больцмана следует, что относительно холодные поверхности красных сверхгигантов выделяют намного меньше энергии с единицы площади, чем горячие голубые сверхгиганты. Поэтому при одинаковой светимости красный сверхгигант всегда будет иметь больший размер, чем голубой.Из-за огромных масс они имеют короткую для звёзд продолжительность жизни — от 30 до нескольких сотен миллионов лет.В основном наблюдаются в областях активного звёздообразования — рассеянных звёздных скоплениях, рукавах спиральных галактик и в неправильных галактиках. Реже встречаются в галактических балджах. Очень редко встречаются в ядрах спиральных галактик, шаровых скоплениях и в эллиптических галактиках.
  • 超巨星(ちょうきょせい)は、太陽よりはるかに大きく明るい恒星のこと。明るさは青色超巨星の場合は太陽の1万倍(全エネルギー放射で太陽の10万倍)以上、赤色超巨星の場合は太陽の数千倍(同3万倍)以上ある。また、直径は青色超巨星で太陽の数十倍以上、赤色超巨星では太陽の数百倍以上はある。最も巨大な恒星は、最近までおおいぬ座VY星と言われていた。 2012年の時点で直径がそれなりの精度でわかっている中では、太陽の1650倍ほどであるはくちょう座V1489星が最も大きな恒星となっている。
  • Las estrellas supergigantes (supergiant stars en inglés) son estrellas con masas comprendidas entre 10 y 50 masas solares y enormes dimensiones, que en el caso de las supergigantes rojas pueden ser del orden de 1000 veces la del Sol. Ocupan la parte superior del diagrama de Hertzsprung-Russell. En la clasificación espectral de Yerkes son de clase de luminosidad Ia (las supergigantes más luminosas), o Ib (las menos luminosas). Sus magnitudes absolutas bolométricas típicas van desde -5 a -12. Las supergigantes extremadamente luminosas suelen clasificarse como hipergigantes (clase 0).
  • Izar supererraldoiak (supergiant stars ingelesez, 10 eta 50 eguzki masa arteko masa eta neurri oso handia duten izarrak dira, supererraldoi gorrien kasuan, Eguzkiarenaren halako 1000 izan daitekeena. Hertzsprung-Russell diagramaren goikaldea hartzen dute. Yerkesen espektru sailkapenean, Ia argitasun klasekoak dira (supererraldoirik argitsuenak), edo Ib (argitasun gutxienekoak). Euren magnitude absolutu bolometriko tipikoak, -5etik -12rarte doaz. Biziki argitsuak diren superrerraldoiak, hipererraldoi (0 klasea) bezala sailkatzen dira.
  • Nadolbrzym – gwiazda o masie od około 10 do 50 mas Słońca i promieniu dochodzącym nawet do ponad 1500 promieni Słońca. Ich czas istnienia jest krótki, od 10 do 50 milionów lat, mogą więc być obserwowane w młodych strukturach, takich jak gromady otwarte, ramiona galaktyk spiralnych czy galaktyki nieregularne. Nie obserwujemy ich w jądrach spiralnych galaktyk ani w galaktykach eliptycznych.Nadolbrzymami są gwiazdy położone w górnej części diagramie Hertzsprunga-Russella. W zależności od stadium ewolucyjnego mogą one mieć różny typ widmowy począwszy od typu O lub B jak błękitna Rigel do czerwonego typu M jak Betelgeza, będąca najbliższym Ziemi kandydatem na supernową. Powszechnie uważa się, że gwiazdy, zanim się zapadną w wybuchu supernowej do gwiazdy neutronowej lub czarnej dziury, przechodzą przez stadium czerwonego nadolbrzyma. Jednakże progenitor, czyli protoplasta supernowej SN 1987A, był błękitnym nadolbrzymem (ścieżka 5 diagramu ewolucji gwiazd).Uważa się, że w młodym Wszechświecie była duża liczba nadolbrzymów, tworzących III populację gwiazd.
  • Estrelas supergigantes estão entre as estrelas mais maciças. No diagrama de Hertzsprung-Russell elas ocupam a parte superior do diagrama. Na classificação espectral de Yerkes, as supergigantes estão na classe Ia (supergigantes mais luminosas) ou Ib (supergigantes menos luminosas). Tipicamente, possuem magnitudes bolométricas (absolutas) entre -5 e -12. As mais luminosas das supergigantes são freqüentemente classificadas como hipergigantes de classe 0.Supergigantes podem ter massas de 8 a 70 massas solares e brilho de 30.000 a centenas de milhares de vezes a luminosidade do Sol. Variam grandemente em raio, geralmente entre 30 e 500, ou mesmo em mais de 1000 raios solares. A lei de Stefan-Boltzmann estebelece que as superfícies relativamente frias das supergigantes vermelhas irradiam muito menos energia por unidade de área do que aquelas das supergigantes azuis; assim, para uma dada luminosidade, supergigantes vermelhas são maiores do que suas contrapartidas azuis.Por causa de suas massas excessivas, elas têm um curto (em termos estelares) ciclo de vida, de somente 10 a 50 milhões de anos, e são observadas principalmente em estruturas cósmicas jovens tais como aglomerados abertos, os braços de galáxias espirais e em galáxias irregulares. Elas são menos abundantes no núcleo de galáxias espirais, e raramente são observadas em galáxias elípticas ou aglomerados globulares, a maioria dos quais supõe-se ser constituídos de estrelas velhas.Supergigantes ocorrem em todas as classes espectrais, de jovens supergigantes azuis classe O até velhas supergigantes vermelhas classe M. Rigel, a estrela mais brilhante da constelação de Órion é uma típica supergigante branco-azulada; por outro lado, Betelgeuse e Antares são supergigantes vermelhas.A modelagem das supergigantes é ainda uma área de pesquisa ativa e é dificultada por questões tais como a perda de massa estelar. Em vez fazer a modelagem de estrelas individuais, a tendência mais recente tem sido modelar aglomerados de estrelas e então comparar a distribuição dos modelos resultantes com a distribuição observada das supergigantes em galáxias como as Nuvens de Magalhães.Estima-se que as primeiras estrelas no universo eram consideravelmente mais brilhantes e maciças do que as estrelas do universo moderno. Estas estrelas eram parte de uma hipotética população III de estrelas. Sua existência é necessária para explicar observações de elementos além de hidrogênio e hélio em quasares.Imagina-se que as antecedentes da maioria das supernovas do tipo II sejam supergigantes vermelhas. Todavia, a antecedente da supernova 1987A foi uma supergigante azul. Acredita-se que tenha sido uma supergigante vermelha antes de perder suas camadas exteriores devido ao fonte vento estelar.Hoje em dia, as maiores estrelas conhecidas em termos de tamanho físico, não massa, brilho ou luminosidade, são as supergigantes VY Canis Majoris, VV Cephei, V354 Cephei, KW Sagitarii, KY Cygni e μ Cephei (a Estrela de Garnet).
  • Голяма категория звезди, чиято вместимост е от 10 до 100 пъти по-голяма от вместимостта на Слънцето и техните радиуси са от 10 до 100 пъти по-големи от радиуса на Слънцето. Звездата се превръща в гигант, когато се изчерпа нейния запас от водород, необходим за поддържане на ядрените реакции в нейното ядро, и започналия преход към новото енергетично равновесие. Звездата започва да "гори" хелий, което предизвиква значително разширение на външните слоеве. Повърхностната температура пада, но голямото увеличение на повърхността предизвиква усилване на нейната светимост. След като изгори хелия звездата продължава да се поддържа с ядрени реакция докато стигне до желязото.След това реакциите спират. Примери за такива звезди са Ригел, Антарес и Бетелгейзе. Гиганти понякога се наричат и масивни горящи звезди, които са много масивни и ярки в сравнение със Слънцето, въпреки, че не са достигнали този късен стадий от своята еволюция.de:Roter Überriese
  • En astronomia, una estrella supergegant és un tipus d'estrella molt voluminós, devers 10 a 50 masses solars.Les supergegants poden tenir un radi 1000 vegades més gran que el del Sol. Per causa de la seva molt gran massa, aquestes estrelles tenen una durada de vida molt curta: de l'ordre de 10 a 50 milions d'anys i no s'observen més que dins les estructures còsmiques joves com els cúmuls oberts, els braços de les galàxies espirals i a les galàxies irregulars. No s'observen pas als nuclis de les galàxies espirals, galàxies el·líptiques o als cúmuls globulars, aquells que se suposa que són antics.Una supergeganta pot ser de diferents colors. La major part són o supergegantes blaves dintre de la seqüència principal com a estrelles del tipus O o B, o supergegantes vermelles fora de la seqüència principal. Betelgeuse i Antares són dos exemples de supergegantes vermelles i Rigel és una supergeganta blava.El consens és que les estrelles de gran talla fan anadades i tornades més o menys horitzontals al llarg del diagrama de Hertzsprung-Russell. Durant un temps, es va creure que cap al final de la seva vida, aquestes estrelles esdevenien gegantes vermelles, just abans de tornar-se supernovae. Malgrat això, l'estrella que originà la supernova 1987A era una supernova blava.La modelització de les supergegants és encara un domini actiu de la recerca i s'ha tornat complicat per factors com és ara la pèrdua de massa per l'estrella. Més aviat que modelitzar estrelles individuals, la tendència actual és modelitzar els cúmuls d'estrelles i comparar la distribució del model resultant amb la distribució observada de supergegantes com, per exemple, les que estan presentes als Núvols de Magallanes.Es pensa que l'univers primitiu contenia un gran nombre de supergegants conegudes amb el nom d'estrelles de la població III. En l'estat actual del coneixement, la seva existència és necessària per explicar l'abundància d'elements distints de l'hidrogen i de l'heli.
  • Üstdevler en olağanüstü büyüklükteki yıldızlar arasındadırlar. Hertzsprung-Russell çizeneğinin üst bölümünde bulunurlar. Tayfsal sınıflandırma açısından üstdevler Ia (çok parlak üstdevler) veya Ib (daha az parlak) olarak belirtilirler. Mutlak kadirleri -5 ile -12 arasındadır.Şu anda boyut olarak bilinen en büyük üstdevler, VY Canis Majoris, VV Cephei, V354 Cephei, KW Sagitarii, KY Cygni, ve μ Cephei'dir.
dbpedia-owl:thumbnail
dbpedia-owl:wikiPageID
  • 106005 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageLength
  • 4571 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageOutDegree
  • 52 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageRevisionID
  • 102593824 (xsd:integer)
dbpedia-owl:wikiPageWikiLink
prop-fr:wikiPageUsesTemplate
dcterms:subject
rdfs:comment
  • Une (étoile) supergéante est un type d'étoile très volumineuse, d'environ 10 à 70 masses solaires.
  • 초거성(超巨星)은 가장 질량이 큰 별들의 종류 중 하나를 일컫는 단어이다. 이들은 헤르츠스프룽-러셀 도표에서 가장 위쪽을 차지한다. 여키스 항성분류법에 의하면 초거성의 기호는 Ia 또는 Ib로 표시된다. 이들의 절대복사등급은 -5에서 -12에 달한다. 초거성들 중 가장 밝은 부류를 극대거성으로 일컫는다. 극대거성들의 기호는 0이다.
  • Supergiants are among the most massive and most luminous stars. They occupy the top region of the Hertzsprung–Russell diagram with bolometric absolute magnitudes between −5 and −12 and temperatures from about 3,500K to over 20,000K.
  • 超巨星(ちょうきょせい)は、太陽よりはるかに大きく明るい恒星のこと。明るさは青色超巨星の場合は太陽の1万倍(全エネルギー放射で太陽の10万倍)以上、赤色超巨星の場合は太陽の数千倍(同3万倍)以上ある。また、直径は青色超巨星で太陽の数十倍以上、赤色超巨星では太陽の数百倍以上はある。最も巨大な恒星は、最近までおおいぬ座VY星と言われていた。 2012年の時点で直径がそれなりの精度でわかっている中では、太陽の1650倍ほどであるはくちょう座V1489星が最も大きな恒星となっている。
  • Üstdevler en olağanüstü büyüklükteki yıldızlar arasındadırlar. Hertzsprung-Russell çizeneğinin üst bölümünde bulunurlar. Tayfsal sınıflandırma açısından üstdevler Ia (çok parlak üstdevler) veya Ib (daha az parlak) olarak belirtilirler. Mutlak kadirleri -5 ile -12 arasındadır.Şu anda boyut olarak bilinen en büyük üstdevler, VY Canis Majoris, VV Cephei, V354 Cephei, KW Sagitarii, KY Cygni, ve μ Cephei'dir.
  • En astronomia, una estrella supergegant és un tipus d'estrella molt voluminós, devers 10 a 50 masses solars.Les supergegants poden tenir un radi 1000 vegades més gran que el del Sol. Per causa de la seva molt gran massa, aquestes estrelles tenen una durada de vida molt curta: de l'ordre de 10 a 50 milions d'anys i no s'observen més que dins les estructures còsmiques joves com els cúmuls oberts, els braços de les galàxies espirals i a les galàxies irregulars.
  • Голяма категория звезди, чиято вместимост е от 10 до 100 пъти по-голяма от вместимостта на Слънцето и техните радиуси са от 10 до 100 пъти по-големи от радиуса на Слънцето. Звездата се превръща в гигант, когато се изчерпа нейния запас от водород, необходим за поддържане на ядрените реакции в нейното ядро, и започналия преход към новото енергетично равновесие. Звездата започва да "гори" хелий, което предизвиква значително разширение на външните слоеве.
  • Veleobr je velmi hmotná hvězda s hmotností 10 až 70 hmotností Slunce. Velikostí se rovnají 1000x průměru Slunce, sahaly by teoreticky až k oběžné dráze Jupiteru. Vzhledem ke své extrémní hmotnosti mají tyto hvězdy velice krátký život, pohybující se mezi 10 až 50 miliony let. Často se vyskytují v mladých kosmických strukturách, jakými jsou například otevřené hvězdokupy v ramenech spirálních a nepravidelných galaxií.
  • In astronomia, una stella supergigante è una stella molto grande con una massa compresa tra 10 e 50 volte quella del Sole e dimensioni enormi, dell'ordine o superiori a 1000 volte quelle del Sole nel caso delle supergiganti rosse.
  • Сверхгига́нты — одни из самых массивных звёзд. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела расположены в верхней части. В Йеркской классификации сверхгигантам соответствуют классы Ia (яркие сверхгиганты) и Ib (менее яркие сверхгиганты). Обычно полная (болометрическая) абсолютная звёздная величина сверхгиганта находится между −5m и −12m.
  • Nadolbrzym – gwiazda o masie od około 10 do 50 mas Słońca i promieniu dochodzącym nawet do ponad 1500 promieni Słońca. Ich czas istnienia jest krótki, od 10 do 50 milionów lat, mogą więc być obserwowane w młodych strukturach, takich jak gromady otwarte, ramiona galaktyk spiralnych czy galaktyki nieregularne. Nie obserwujemy ich w jądrach spiralnych galaktyk ani w galaktykach eliptycznych.Nadolbrzymami są gwiazdy położone w górnej części diagramie Hertzsprunga-Russella.
  • Een superreus is de aanduiding voor de helderste soort min of meer stabiele sterren (supernova's zijn nog veel helderder, maar die zijn niet stabiel: het zijn exploderende sterren).De absolute helderheid van superreuzen bedraagt maximaal –9, dat wil zeggen 300.000 keer zo lichtsterk als de zon. De allerhelderste superreuzen noemt men ook wel hyperreus.
  • Estrelas supergigantes estão entre as estrelas mais maciças. No diagrama de Hertzsprung-Russell elas ocupam a parte superior do diagrama. Na classificação espectral de Yerkes, as supergigantes estão na classe Ia (supergigantes mais luminosas) ou Ib (supergigantes menos luminosas). Tipicamente, possuem magnitudes bolométricas (absolutas) entre -5 e -12.
  • Las estrellas supergigantes (supergiant stars en inglés) son estrellas con masas comprendidas entre 10 y 50 masas solares y enormes dimensiones, que en el caso de las supergigantes rojas pueden ser del orden de 1000 veces la del Sol. Ocupan la parte superior del diagrama de Hertzsprung-Russell. En la clasificación espectral de Yerkes son de clase de luminosidad Ia (las supergigantes más luminosas), o Ib (las menos luminosas). Sus magnitudes absolutas bolométricas típicas van desde -5 a -12.
  • Izar supererraldoiak (supergiant stars ingelesez, 10 eta 50 eguzki masa arteko masa eta neurri oso handia duten izarrak dira, supererraldoi gorrien kasuan, Eguzkiarenaren halako 1000 izan daitekeena. Hertzsprung-Russell diagramaren goikaldea hartzen dute. Yerkesen espektru sailkapenean, Ia argitasun klasekoak dira (supererraldoirik argitsuenak), edo Ib (argitasun gutxienekoak). Euren magnitude absolutu bolometriko tipikoak, -5etik -12rarte doaz.
rdfs:label
  • Étoile supergéante
  • Estrela supergigante
  • Estrella supergegant
  • Nadolbrzym
  • Stella supergigante
  • Supererraldoi
  • Supergiant
  • Supergigante
  • Superreus
  • Veleobr
  • Üstdev
  • Сверхгигант
  • Свръхгигант
  • 超巨星
  • 초거성
owl:sameAs
http://www.w3.org/ns/prov#wasDerivedFrom
foaf:depiction
foaf:isPrimaryTopicOf
is dbpedia-owl:wikiPageRedirects of
is dbpedia-owl:wikiPageWikiLink of
is foaf:primaryTopic of