Сверхгиганты относятся к самым массивным и самым ярким звездам . Сверхгиганты занимают верхнюю область диаграммы Герцшпрунга-Рассела с абсолютными визуальными величинами между примерно −3 и −8. Диапазон температур сверхгигантов простирается от примерно 3400 К до более чем 20 000 К.
Название «сверхгигант» в применении к звезде не имеет единого конкретного определения. Термин « гигантская звезда» был впервые введен Герцшпрунгом, когда стало очевидно, что большинство звезд попадает в две отдельные области диаграммы Герцшпрунга–Рассела . Одна область содержала более крупные и более яркие звезды спектральных типов от A до M и получила название «гигант» . [1] Впоследствии, поскольку у них отсутствовал какой-либо измеримый параллакс, стало очевидно, что некоторые из этих звезд были значительно больше и более яркими, чем основная масса, и возник термин «сверхгигант» , быстро принятый как «сверхгигант» . [2] [3] [4]
Сверхгиганты со спектральными классами от O до A обычно называются голубыми сверхгигантами , [5] [6] [7] сверхгиганты со спектральными классами F и G называются желтыми сверхгигантами , [8] в то время как сверхгиганты со спектральными классами от K до M называются красными сверхгигантами . [9] Другое соглашение использует температуру: сверхгиганты с эффективной температурой ниже 4800 К считаются красными сверхгигантами; те, у которых температура находится в диапазоне от 4800 до 7500 К, называются желтыми сверхгигантами, а те, у которых температура превышает 7500 К, называются голубыми сверхгигантами. [10] [11] Они приблизительно соответствуют спектральным типам M и K для красных сверхгигантов, G, F и поздним A для желтых сверхгигантов и ранним A, B и O для голубых сверхгигантов.
Звезды-сверхгиганты можно идентифицировать на основе их спектров с характерными линиями, чувствительными к высокой светимости и низкой поверхностной гравитации . [12] [13] В 1897 году Антония К. Мори разделила звезды на основе ширины их спектральных линий, при этом ее класс «c» идентифицировал звезды с самыми узкими линиями. Хотя в то время это не было известно, это были самые яркие звезды. [14] В 1943 году Морган и Кинан формализовали определение классов спектральной светимости, при этом класс I относился к звездам-сверхгигантам. [15] Та же система классов светимости MK используется и сегодня с уточнениями, основанными на повышенном разрешении современных спектров. [16] Сверхгиганты встречаются в каждом спектральном классе от молодых голубых сверхгигантов класса O до высокоэволюционировавших красных сверхгигантов класса M. Поскольку они увеличены по сравнению со звездами главной последовательности и гигантами того же спектрального типа, у них более низкая поверхностная гравитация, и в профилях их линий можно наблюдать изменения. Сверхгиганты также являются эволюционировавшими звездами с более высоким уровнем тяжелых элементов, чем у звезд главной последовательности. Это основа системы светимости МК , которая присваивает звездам классы светимости исключительно на основе наблюдения за их спектрами.
В дополнение к изменениям линий из-за низкой поверхностной гравитации и продуктов слияния, самые яркие звезды имеют высокие скорости потери массы и возникающие облака выброшенных околозвездных материалов, которые могут производить эмиссионные линии , профили P Cygni или запрещенные линии . Система MK присваивает звездам классы светимости: Ib для сверхгигантов; Ia для светящихся сверхгигантов; и 0 (ноль) или Ia + для гипергигантов. В действительности для этих классификаций существует гораздо больше континуума, чем четко определенных полос, и такие классификации, как Iab, используются для сверхгигантов промежуточной светимости. Спектры сверхгигантов часто аннотируются для указания спектральных особенностей , например, B2 Iae или F5 Ipec .
Сверхгиганты также могут быть определены как определенная фаза в эволюционной истории некоторых звезд. Звезды с начальной массой более 8-10 M ☉ быстро и плавно инициируют слияние гелиевого ядра после того, как они исчерпали свой водород, и продолжают слияние более тяжелых элементов после исчерпания гелия, пока не сформируют железное ядро, в этот момент ядро коллапсирует, образуя сверхновую типа II . Как только эти массивные звезды покидают главную последовательность, их атмосферы раздуваются, и их называют сверхгигантами. Звезды изначально менее 10 M ☉ никогда не сформируют железное ядро и в эволюционном плане не станут сверхгигантами, хотя они могут достигать светимости в тысячи раз больше солнечной. Они не могут сливать углерод и более тяжелые элементы после исчерпания гелия, поэтому в конечном итоге они просто теряют свои внешние слои, оставляя ядро белого карлика . Фаза, когда эти звезды имеют оболочки, горящие как водородом, так и гелием, называется асимптотической ветвью гигантов (AGB), поскольку звезды постепенно становятся все более и более яркими звездами класса M. Звезды с массой 8-10 M ☉ могут синтезировать достаточно углерода на AGB, чтобы образовать кислородно-неоновое ядро и сверхновую с электронным захватом , но астрофизики относят их к звездам super-AGB, а не к сверхгигантам. [17]
Существует несколько категорий эволюционировавших звезд, которые не являются сверхгигантами с точки зрения эволюции, но могут демонстрировать спектральные характеристики сверхгигантов или иметь светимость, сравнимую со сверхгигантами.
Звезды асимптотической ветви гигантов (AGB) и пост-AGB являются высоко эволюционировавшими красными гигантами малой массы со светимостью, которая может быть сопоставима с более массивными красными сверхгигантами, но из-за их малой массы, нахождения на другой стадии развития (горение гелиевой оболочки) и их жизни, заканчивающейся другим образом ( планетарная туманность и белый карлик , а не сверхновая), астрофизики предпочитают держать их отдельно. Разделительная линия становится размытой примерно на 7–10 M ☉ (или до 12 M ☉ в некоторых моделях [18] ), где звезды начинают подвергаться ограниченному слиянию элементов тяжелее гелия. Специалисты, изучающие эти звезды, часто называют их звездами super AGB, поскольку они имеют много общих свойств с AGB, таких как тепловая пульсация. Другие описывают их как сверхгигантов малой массы, поскольку они начинают сжигать элементы тяжелее гелия и могут взрываться как сверхновые. [19] Многие звезды post-AGB получают спектральные типы с классами светимости сверхгиганта. Например, RV Tauri имеет класс светимости Ia ( яркий сверхгигант ), несмотря на то, что он менее массивен, чем Солнце. Некоторые звезды AGB также получают класс светимости сверхгиганта, в первую очередь переменные W Virginis , такие как сама W Virginis, звезды, которые выполняют синюю петлю, вызванную тепловой пульсацией . Очень небольшое количество переменных Mira и других поздних звезд AGB имеют классы светимости сверхгиганта, например, α Herculis .
Классические переменные цефеиды обычно имеют классы светимости сверхгигантов, хотя только самые яркие и массивные фактически продолжат развивать железное ядро. Большинство из них являются звездами средней массы, в ядрах которых синтезируется гелий, и в конечном итоге перейдут на асимптотическую ветвь гигантов. Сама δ Цефея является примером со светимостью 2000 L ☉ и массой 4,5 M ☉ .
Звезды Вольфа-Райе также являются массивными светящимися эволюционировавшими звездами, более горячими, чем большинство сверхгигантов, и меньшими по размеру, визуально менее яркими, но часто более яркими из-за их высоких температур. Они имеют спектры, в которых доминирует гелий и другие более тяжелые элементы, обычно показывающие мало или совсем не показывающие водорода, что является ключом к их природе как звезд, еще более эволюционировавших, чем сверхгиганты. Так же, как звезды AGB встречаются почти в той же области диаграммы HR , что и красные сверхгиганты, звезды Вольфа-Райе могут встречаться в той же области диаграммы HR, что и самые горячие голубые сверхгиганты и звезды главной последовательности.
Самые массивные и яркие звезды главной последовательности почти неотличимы от сверхгигантов, в которые они быстро эволюционируют. Они имеют почти идентичные температуры и очень похожую светимость, и только самые детальные анализы могут различить спектральные особенности, которые показывают, что они эволюционировали от узкой ранней главной последовательности O-типа к близлежащей области ранних сверхгигантов O-типа. Такие ранние сверхгиганты O-типа имеют много общих черт со звездами WNLh Вольфа–Райе и иногда обозначаются как косые звезды , промежуточные между двумя типами.
Яркие голубые переменные звезды (LBV) встречаются в той же области диаграммы HR, что и голубые сверхгиганты, но обычно классифицируются отдельно. Это эволюционировавшие, расширенные, массивные и яркие звезды, часто гипергиганты, но у них очень специфическая спектральная изменчивость, которая не поддается назначению стандартного спектрального типа. LBV, наблюдаемые только в определенное время или в течение периода времени, когда они стабильны, могут быть просто обозначены как горячие сверхгиганты или как кандидаты в LBV из-за их светимости.
Гипергиганты часто рассматриваются как другая категория звезд, нежели сверхгиганты, хотя во всех важных отношениях они являются просто более яркой категорией сверхгигантов. Они представляют собой эволюционировавшие, расширенные, массивные и яркие звезды, как сверхгиганты, но в наиболее массивном и ярком экстремальном варианте, и с особыми дополнительными свойствами, такими как высокая потеря массы из-за их экстремальной светимости и нестабильности. Обычно только более эволюционировавшие сверхгиганты проявляют свойства гипергигантов, поскольку их нестабильность увеличивается после высокой потери массы и некоторого увеличения светимости.
Некоторые звезды B[e] являются сверхгигантами, хотя другие звезды B[e] явно не являются таковыми. Некоторые исследователи выделяют объекты B[e] отдельно от сверхгигантов, в то время как исследователи предпочитают определять массивные эволюционировавшие звезды B[e] как подгруппу сверхгигантов. Последнее стало более распространенным с пониманием того, что явление B[e] возникает отдельно в ряде различных типов звезд, включая некоторые, которые явно являются просто фазой в жизни сверхгигантов.
Сверхгиганты имеют массу от 8 до 12 солнечных ( M ☉ ) и выше, и светимость от примерно 1000 до более миллиона солнечных ( L ☉ ). Они сильно различаются по радиусу , обычно от 30 до 500 или даже более 1000 солнечных радиусов ( R ☉ ). Они достаточно массивны, чтобы начать медленное горение гелиевого ядра, прежде чем ядро станет вырожденным, без вспышки и без сильных подрывов, которые испытывают звезды с меньшей массой. Они продолжают последовательно воспламенять более тяжелые элементы, обычно вплоть до железа. Также из-за их больших масс им суждено взорваться как сверхновые .
Закон Стефана-Больцмана гласит, что относительно холодные поверхности красных сверхгигантов излучают гораздо меньше энергии на единицу площади, чем поверхности синих сверхгигантов ; таким образом, для заданной светимости красные сверхгиганты больше своих синих аналогов. Давление излучения ограничивает самые большие холодные сверхгиганты примерно 1500 R ☉ , а самые массивные горячие сверхгиганты — примерно миллионом L ☉ ( M bol около −10). [9] Звезды вблизи и иногда за этими пределами становятся нестабильными, пульсируют и испытывают быструю потерю массы.
Класс светимости сверхгигантов назначается на основе спектральных характеристик, которые в значительной степени являются мерой поверхностной гравитации, хотя такие звезды также подвержены влиянию других свойств, таких как микротурбулентность . Сверхгиганты обычно имеют поверхностную гравитацию около log(g) 2,0 cgs и ниже, хотя яркие гиганты (класс светимости II) имеют статистически очень похожую поверхностную гравитацию с обычными сверхгигантами Ib. [20] Холодные светящиеся сверхгиганты имеют более низкую поверхностную гравитацию, причем самые яркие (и нестабильные) звезды имеют log(g) около нуля. [9] Более горячие сверхгиганты, даже самые яркие, имеют поверхностную гравитацию около единицы из-за их больших масс и меньших радиусов. [21]
Существуют сверхгиганты во всех основных спектральных классах и во всем диапазоне температур от звезд среднего класса M около 3400 K до самых горячих звезд класса O свыше 40 000 K. Сверхгиганты, как правило, не встречаются холоднее среднего класса M. Это ожидается теоретически, поскольку они были бы катастрофически нестабильны; однако существуют потенциальные исключения среди экстремальных звезд, таких как VX Стрельца . [9]
Хотя сверхгиганты существуют в каждом классе от O до M, большинство из них относятся к спектральному типу B (голубые сверхгиганты), больше, чем во всех других спектральных классах вместе взятых. Гораздо меньшая группа состоит из сверхгигантов G-типа с очень низкой светимостью, звезд средней массы, сжигающих гелий в своих ядрах до достижения асимптотической ветви гигантов . Отдельная группа состоит из сверхгигантов высокой светимости на ранних стадиях B (B0-2) и очень поздних стадиях O (O9.5), более распространенных даже, чем звезды главной последовательности этих спектральных типов. [22] Количество голубых сверхгигантов после главной последовательности больше, чем ожидается из теоретических моделей, что приводит к «проблеме голубых сверхгигантов». [23]
Относительное количество синих, желтых и красных сверхгигантов является индикатором скорости звездной эволюции и используется в качестве мощного теста моделей эволюции массивных звезд. [24]
Сверхгиганты лежат более или менее на горизонтальной полосе, занимающей всю верхнюю часть диаграммы HR, но есть некоторые вариации в разных спектральных типах. Эти вариации частично обусловлены разными методами присвоения классов светимости в разных спектральных типах, а частично — реальными физическими различиями в звездах.
Болометрическая светимость звезды отражает ее общий выход электромагнитного излучения на всех длинах волн. Для очень горячих и очень холодных звезд болометрическая светимость значительно выше визуальной светимости, иногда на несколько величин или в пять раз и более. Эта болометрическая поправка составляет приблизительно одну величину для звезд среднего B, позднего K и раннего M, увеличиваясь до трех величин (в 15 раз) для звезд O и среднего M.
Все сверхгиганты крупнее и ярче звезд главной последовательности той же температуры. Это означает, что горячие сверхгиганты лежат на относительно узкой полосе выше ярких звезд главной последовательности. Звезда главной последовательности B0 имеет абсолютную величину около −5, что означает, что все сверхгиганты B0 значительно ярче абсолютной величины −5. Болометрические светимости даже самых слабых голубых сверхгигантов в десятки тысяч раз больше солнечных ( L ☉ ). Самые яркие могут быть более миллиона L ☉ и часто нестабильны, такие как переменные α Лебедя и яркие голубые переменные .
Самые горячие сверхгиганты с ранними спектральными типами O встречаются в чрезвычайно узком диапазоне светимости выше высокоярких ранних звезд главной последовательности O и гигантских звезд. Они не классифицируются отдельно на нормальных (Ib) и светящихся (Ia) сверхгигантов, хотя они обычно имеют другие модификаторы спектрального типа, такие как "f" для азотной и гелиевой эмиссии (например, O2 If для HD 93129A ). [25]
Желтые сверхгиганты могут быть значительно слабее абсолютной величины −5, с некоторыми примерами около −2 (например, 14 Персея ). С болометрическими поправками около нуля они могут быть всего в несколько сотен раз светимости Солнца. Однако это не массивные звезды; вместо этого они являются звездами промежуточной массы, которые имеют особенно низкую поверхностную гравитацию, часто из-за нестабильности, такой как пульсации цефеид . Классификация этих звезд промежуточной массы как сверхгигантов во время относительно длительной фазы их эволюции объясняет большое количество желтых сверхгигантов с низкой светимостью. Самые яркие желтые звезды, желтые гипергиганты , являются одними из самых ярких визуально звезд с абсолютной величиной около −9, хотя все еще меньше миллиона L ☉ .
Существует строгий верхний предел светимости красных сверхгигантов , составляющий около полумиллиона L ☉ . Звезды, которые были бы ярче этого, сбрасывают свои внешние слои так быстро, что остаются горячими сверхгигантами после того, как покидают главную последовательность. Большинство красных сверхгигантов были звездами главной последовательности со светимостью 10-15 M ☉ и теперь имеют светимость ниже 100 000 L ☉ , и существует очень мало ярких звезд сверхгигантов (Ia) класса M. [22] Наименее яркие звезды, классифицируемые как красные сверхгиганты, — это некоторые из самых ярких звезд AGB и post-AGB, сильно расширенные и нестабильные звезды с малой массой, такие как переменные типа RV Тельца . Большинству звезд AGB присваиваются классы светимости гигантов или ярких гигантов, но особенно нестабильным звездам, таким как переменные типа W Девы, может быть присвоена классификация сверхгигантов (например, сама W Девы ). Самые слабые красные сверхгиганты имеют абсолютную величину около −3.
В то время как большинство сверхгигантов, таких как переменные типа Альфа Лебедя , полуправильные переменные и неправильные переменные , демонстрируют некоторую степень фотометрической изменчивости, некоторые типы переменных среди сверхгигантов хорошо определены. Полоса нестабильности пересекает область сверхгигантов, и в частности многие желтые сверхгиганты являются классическими переменными типа Цефеиды . Та же область нестабильности распространяется и на еще более яркие желтые гипергиганты , чрезвычайно редкий и короткоживущий класс светящихся сверхгигантов. Многие переменные типа R Coronae Borealis , хотя и не все, являются желтыми сверхгигантами , но эта изменчивость обусловлена их необычным химическим составом, а не физической нестабильностью.
Другие типы переменных звезд, такие как переменные RV Tauri и переменные PV Telescopii, часто описываются как сверхгиганты. Звездам RV Tau часто присваиваются спектральные типы с классом светимости сверхгиганта из-за их низкой поверхностной гравитации, и они являются одними из самых ярких среди звезд AGB и post-AGB, имея массы, подобные солнечной; аналогично, еще более редкие переменные PV Tel часто классифицируются как сверхгиганты, но имеют более низкую светимость, чем сверхгиганты, и пекулярные спектры B[e], чрезвычайно дефицитные по водороду. Возможно, они также являются объектами post-AGB или «возрожденными» звездами AGB.
LBV изменчивы с несколькими полурегулярными периодами и менее предсказуемыми извержениями и гигантскими вспышками. Обычно они являются сверхгигантами или гипергигантами, иногда со спектрами Вольфа-Райе — чрезвычайно яркими, массивными, эволюционировавшими звездами с расширенными внешними слоями, но они настолько отличительны и необычны, что их часто рассматривают как отдельную категорию, не называя сверхгигантами или не присваивая им спектральный тип сверхгиганта. Часто их спектральный тип будет даваться просто как «LBV», потому что они имеют необычные и сильно изменчивые спектральные характеристики, с температурами, варьирующимися от примерно 8000 К во время вспышки до 20000 К или более в «спокойном» состоянии.
Обилие различных элементов на поверхности сверхгигантов отличается от менее ярких звезд. Сверхгиганты — это эволюционировавшие звезды, которые могли подвергнуться конвекции продуктов термоядерного синтеза на поверхность.
Холодные сверхгиганты показывают повышенное содержание гелия и азота на поверхности из-за конвекции этих продуктов синтеза на поверхность во время главной последовательности очень массивных звезд, выноса во время горения оболочки и потери внешних слоев звезды. Гелий образуется в ядре и оболочке путем слияния водорода и азота, которые накапливаются относительно углерода и кислорода во время слияния цикла CNO . В то же время содержание углерода и кислорода уменьшается. [26] Красные сверхгиганты можно отличить от ярких, но менее массивных звезд AGB по необычным химическим веществам на поверхности, повышению содержания углерода из глубоких третьих выносов, а также углерода-13, лития и элементов s-процесса . Звезды AGB поздней фазы могут стать сильно обогащенными кислородом, производя мазеры OH . [27]
Более горячие сверхгиганты показывают разные уровни обогащения азотом. Это может быть связано с разными уровнями смешивания на главной последовательности из-за вращения или с тем, что некоторые голубые сверхгиганты недавно эволюционировали из главной последовательности, в то время как другие ранее прошли через фазу красного сверхгиганта. Пост-красные сверхгиганты имеют в целом более высокий уровень азота относительно углерода из-за конвекции обработанного CNO материала на поверхность и полной потери внешних слоев. Поверхностное усиление гелия также сильнее у пост-красных сверхгигантов, представляющих более трети атмосферы. [28] [29]
Звезды главной последовательности типа O и самые массивные из сине-белых звезд типа B становятся сверхгигантами. Из-за своих экстремальных масс они имеют короткую продолжительность жизни, от 30 миллионов лет до нескольких сотен тысяч лет. [30] Они в основном наблюдаются в молодых галактических структурах, таких как открытые скопления , рукава спиральных галактик и в неправильных галактиках . Они менее распространены в спиральных галактических балджах и редко наблюдаются в эллиптических галактиках или шаровых скоплениях , которые состоят в основном из старых звезд.
Сверхгиганты развиваются, когда массивные звезды главной последовательности исчерпывают водород в своих ядрах, после чего они начинают расширяться, как и звезды с меньшей массой. Однако, в отличие от звезд с меньшей массой, они начинают плавно синтезировать гелий в ядре и вскоре после исчерпания своего водорода. Это означает, что они не увеличивают свою светимость так резко, как звезды с меньшей массой, и они продвигаются почти горизонтально по диаграмме HR, становясь красными сверхгигантами. Также, в отличие от звезд с меньшей массой, красные сверхгиганты достаточно массивны, чтобы синтезировать элементы тяжелее гелия, поэтому они не выбрасывают свои атмосферы в виде планетарных туманностей после периода горения водородной и гелиевой оболочки; вместо этого они продолжают сжигать более тяжелые элементы в своих ядрах, пока не коллапсируют. Они не могут потерять достаточно массы, чтобы сформировать белого карлика, поэтому они оставят после себя нейтронную звезду или остаток черной дыры, обычно после взрыва сверхновой с коллапсом ядра.
Звезды массивнее примерно 40 M ☉ не могут расшириться до красного сверхгиганта. Поскольку они сгорают слишком быстро и слишком быстро теряют свои внешние слои, они достигают стадии голубого сверхгиганта или, возможно, желтого гипергиганта, прежде чем вернуться и стать более горячими звездами. Самые массивные звезды, более примерно 100 M ☉ , почти не двигаются со своего положения как звезды главной последовательности O. Они конвектируют так эффективно, что смешивают водород с поверхности вплоть до ядра. Они продолжают синтезировать водород, пока он почти полностью не истощится по всей звезде, затем быстро эволюционируют через ряд стадий таких же горячих и ярких звезд: сверхгигантов, косых звезд, звезд типа WNh, WN и, возможно, WC или WO. Ожидается, что они взорвутся как сверхновые, но неясно, как далеко они эволюционируют, прежде чем это произойдет. Существование этих сверхгигантов, все еще сжигающих водород в своих ядрах, может потребовать немного более сложного определения сверхгиганта: массивная звезда с увеличенными размерами и светимостью из-за накопления продуктов термоядерного синтеза, но все еще с некоторым оставшимся водородом. [31]
Первые звезды во Вселенной, как полагают, были значительно ярче и массивнее звезд в современной Вселенной. Часть теоретической популяции III звезд, их существование необходимо для объяснения наблюдений элементов , отличных от водорода и гелия, в квазарах . Возможно, более крупные и более яркие, чем любой известный сегодня сверхгигант, их структура была совершенно иной, с уменьшенной конвекцией и меньшей потерей массы. Их очень короткая жизнь, вероятно, закончилась бурным фотораспадом или сверхновыми с парной нестабильностью.
Большинство предшественников сверхновых типа II считаются красными сверхгигантами, в то время как менее распространенные сверхновые типа Ib/c производятся более горячими звездами Вольфа-Райе, которые полностью потеряли большую часть своей водородной атмосферы. [32] Почти по определению сверхгиганты обречены на насильственный конец своей жизни. Звезды, достаточно большие, чтобы начать синтез элементов тяжелее гелия, по-видимому, не имеют возможности потерять достаточно массы, чтобы избежать катастрофического коллапса ядра, хотя некоторые могут коллапсировать, почти бесследно, в свои собственные центральные черные дыры.
Однако было показано, что простые модели «луковицы», показывающие, что красные сверхгиганты неизбежно развиваются до железного ядра, а затем взрываются, слишком упрощены. Прародителем необычной сверхновой типа II 1987A был голубой сверхгигант , [33] который, как полагают, уже прошел через фазу красного сверхгиганта в своей жизни, и теперь известно, что это далеко не исключительная ситуация. В настоящее время много исследований сосредоточено на том, как голубые сверхгиганты могут взорваться как сверхновые и когда красные сверхгиганты могут выжить, чтобы снова стать более горячими сверхгигантами. [34]
Сверхгиганты — редкие и недолговечные звезды, но их высокая светимость означает, что существует множество примеров, видимых невооруженным глазом, включая некоторые из самых ярких звезд на небе. Ригель , самая яркая звезда в созвездии Ориона, является типичным сине-белым сверхгигантом; три звезды Пояса Ориона — все голубые сверхгиганты; Денеб — самая яркая звезда в Лебеде , другом голубом сверхгиганте; а Дельта Цефея (сама прототип) и Полярная звезда — переменные цефеиды и желтые сверхгиганты. Антарес и VV Цефея A — красные сверхгиганты . μ Цефея считается красным гипергигантом из-за своей большой светимости, и это одна из самых красных звезд, видимых невооруженным глазом, и одна из самых больших в галактике. Ро Кассиопеи , переменный желтый гипергигант, является одной из самых ярких звезд, видимых невооруженным глазом. Бетельгейзе — красный сверхгигант, который в древности мог быть желтым сверхгигантом [35] и вторая по яркости звезда в созвездии Ориона .
