Преглед на кодот на Едингтонова сјајност

'''Едингтонова сјајност''', позната и како '''Едингтонова граница''' ― максималната [[сјајност]] што едно [[Астрономско тело|тело]] (како [[ѕвезда]]) може да ја постигне кога постои рамнотежа помеѓу силата на зрачењето што дејствува нанадвор и [[Гравитација|гравитациската]] сила што дејствува навнатре. Состојбата на рамнотежа се нарекува [[хидростатичка рамнотежа]]. Кога ѕвездата ќе ја надмине Едингтоновата сјајност, таа ќе иницира многу интензивен [[ѕвезден ветер]] управуван од радијација од нејзините надворешни слоеви. Бидејќи повеќето масивни ѕвезди имаат сјај далеку под на Едингтоновата сјајност, нивните ветрови се движени главно од помалку интензивното линиско примање.<ref>{{Наведено списание|last=A. J. van Marle|last2=S. P. Owocki|last3=N. J. Shaviv|date=2008|title=Continuum driven winds from super-Eddington stars. A tale of two limits|journal=AIP Conference Proceedings|volume=990|pages=250–253|arxiv=0708.4207|bibcode=2008AIPC..990..250V|doi=10.1063/1.2905555}}</ref> Едингтоновата граница е повикана за да бидат објаснети набљудуваните сјајности на [[Насобирање (астрофизика)|насобирачките]] [[Црна дупка|црни дупки]] како што се [[квазар]]ите.

Првично, сер [[Артур Едингтон]] го земал предвид само [[Расејување на електрони|расејувањето на електроните]] при пресметувањето на оваа граница, нешто што сега е нарекувана класична Едингтонова граница. Во денешно време, изменетата Едингтонова граница ги зема предвид и другите постапки на зрачење, како што се заемодејството на закочното кочење.

== Изведување ==
Едингтоновата граница е добивана со поставување на надворешниот [[зрачен притисок]] еднаков на внатрешната [[гравитациска сила]]. Двете сили се намалуваат со законите за обратните квадрати, па штом ќе биде постигната еднаквост, [[Хидродинамика|хидродинамичкиот]] тек е ист низ [[ѕвездата]].

Од [[Ојлерови равенки (динамика на течности)|Ојлеровата равенка]] во [[Хидростатичка рамнотежа|хидростатичката рамнотежа]], средното забрзување е нула,

<math display="block">
\frac{d u}{d t} = - \frac{\nabla p}{\rho} - \nabla \Phi = 0 
</math>

каде <math>u</math> е брзината, <math>p</math> е притисокот, <math>\rho</math> е густината и <math>\Phi</math> е [[Гравитациски потенцијал|гравитацискиот потенцијал]]. Ако во притисокот доминира притисокот на зрачење поврзан со зрачење <math>F_{\rm rad}</math>,

<math display="block">
-\frac{\nabla p}{\rho} = \frac{\kappa}{c} F_{\rm rad}\,.
</math>

Тука <math>\kappa</math> е [[непроѕирност]]а на ѕвездениот материјал, дефинирана како дел од енергетскиот тек на зрачењето примен од медиумот по единица густина и единица должина. За [[Водороден јон|јонизиран водород]], <math>\kappa=\sigma_{\rm T}/m_{\rm p} </math>, каде <math>\sigma_{\rm T}</math> е [[Томсоново расејување|Томсоновиот пресек на расејување]] за [[електрон]]от и <math>m_{\rm p}</math> е маса на [[протон]]. Треба да биде забележано дека <math>F_{\rm rad}=d^2E/dAdt</math> е дефинирано како енергетски тек над површината, кој може да биде изразен со помош на текот  на импулсот <math>E=pc</math> за зрачење. Според тоа, брзината на пренос на импулсот од зрачењето до [[гас]]овитата средина по единица [[густина]] е <math>\kappa F_{\rm rad}/c</math>, што ја објаснува десната страна на горната равенка.

Сјајноста на изворот ограничен со површина <math>S</math> може да биде изрази со овие односи како

<math display="block"> 
L = \int_S F_{\rm rad} \cdot dS = \int_S \frac{c}{\kappa} \nabla \Phi \cdot dS\,. 
</math>

Сега, под претпоставка дека непроѕирноста е постојана, таа може да биде изнесена надвор од интегралот. Користејќи ја [[Теорема на дивергенција|Гаусовата теорема]] и [[Поасонова равенка|Поасоновата равенка]] е добивано

<math display="block"> 
L = \frac{c}{\kappa} \int_S \nabla \Phi \cdot dS = \frac{c}{\kappa} \int_V \nabla^2 \Phi \, dV = \frac{4 \pi G c}{\kappa} \int_V \rho \, dV = \frac{4 \pi G M c}{\kappa} 
</math>

каде <math>M</math> е масата на средишното тело. Овој резултат е нарекува Едингтонова сјајност.<ref>Rybicki, G. B.; Lightman, A. P. ''Radiative Processes in Astrophysics''. New York: J. Wiley & Sons 1979.</ref> За чист јонизиран водород,

<math display="block">\begin{align}L_{\rm Edd}&=\frac{4\pi G M m_{\rm p} c} {\sigma_{\rm T}}\\
&\cong 1.26\times10^{31}\left(\frac{M}{M_\bigodot}\right){\rm W}
= 1.26\times10^{38}\left(\frac{M}{M_\bigodot}\right){\rm erg/s}
= 3.2\times10^4\left(\frac{M}{M_\bigodot}\right) L_\bigodot 
\end{align}
</math>

каде <math>M_\bigodot</math> е [[Маса (физика)|масата]] на [[Сонцето]] и <math>L_\bigodot</math> е сјајноста на Сонцето.

Максималната можна сјајност  на изворот во хидростатичка рамнотежа е Едингтоновата сјајност. Ако осветленоста ја надминува Едингтоновата граница, тогаш притисокот на зрачењето предизвикува одлив.

Масата на протонот се појавува затоа што, во вообичаената средина за надворешните слоеви на ѕвездата, притисокот на зрачењето делува на електроните, кои се оддалечуваат од средиштето. Бидејќи протоните се занемарливи притиснати од аналогот на Томсоновото расејување, поради нивната поголема маса, резултатот е да биде создадено мало раздвојување на полнежот и затоа е радијално насочено [[електрично поле]], кое дејствува за да ги подигне позитивните полнежи, кои, под условите во ѕвездената [[атмосфера]], обично се слободни протони. Кога надворешното електрично поле е доволно за да ги крене протоните против гравитацијата, и електроните и протоните се исфрлани заедно.

=== Различни граници за различни материјали ===
Изведувањето погоре за надворешниот [[Светлина|светлосен]] [[притисок]] претпоставува [[водород]]на [[плазма]]. Во други околности, рамнотежата на притисокот може да биде различна од онаа за водородот.

Во [[Ѕвезден развој|еволуирана]] [[ѕвезда]] со чиста [[атмосфера]] на [[хелиум]], [[електричното поле]] би требало да подигне јадро на хелиум ([[алфа-честичка]]), со речиси 4 пати поголема од [[Маса (физика)|масата]] на [[протон]]от, додека притисокот на зрачењето би делувал на 2 слободни [[електрони]]. Така, ќе биде потребна двојно поголема Едингтонова сјајност за да биде истерана атмосферата од чист хелиум.

На многу високи [[Температура|температури]], како во околината на [[црна дупка]] или [[неутронска ѕвезда]], високоенергетските [[фотони]] можат да општат со јадрата, па дури и со други фотони, за да создадат електронско-[[позитрон]]ска плазма. Во таа ситуација, комбинираната маса на парот позитивно-негативен носач на полнеж е приближно 918 пати помала (половина од односот на масата протон-електрон), додека притисокот на зрачењето на позитроните ја удвојува делотворната сила нагоре по единица маса, така што потребната ограничувачка сјајност е намалувана за фактор ≈ 918×2.

Точната вредност на Едингтоновата сјајност зависи од [[Хемија|хемискиот]] состав на слојот на [[гас]] и спектарската енергетска распространетост на емисијата. Гас со [[Изобилство на хемиски елементи|космолошки изобилство]] на водород и хелиум е многу попроѕиренод гасот со [[Изобилство на елементи (страница со податоци)|коефициент на сончево изобилство]]. Премините на [[Спектроскопија|атомските линии]] можат значително да ги зголемат ефектите на притисокот на зрачењето, а ветровите управувани од линијата постојат кај некои светли ѕвезди (на пр. [[Волф-Рајеова ѕвезда]] и [[Ѕвезда од типот О|ѕвезди од типот О]]).

== Супер-Едингтонови сјајности ==
Улогата на Едингтоновата граница на во денешното истражување лежи во објаснувањето на забележаните многу високи стапки на загуба на [[Маса (физика)|маса]], на пример, во низата изблици на [[Ета Кобилица|η Кобилица]] во 1840–1860 година.<ref>{{Наведено списание|last=N. Smith|last2=S. P. Owocki|date=2006|title=On the role of continuum driven eruptions in the evolution of very massive stars and population III stars|journal=Astrophysical Journal|volume=645|issue=1|pages=L45–L48|arxiv=astro-ph/0606174|bibcode=2006ApJ...645L..45S|doi=10.1086/506523}}</ref> Редовните [[ѕвездени ветрови]] движена од линијата можат да објаснат само стапка на загуба на маса од околу 10<sup>−4</sup> -10<sup>−3</sup> [[сончеви маси]] годишно, додека загубите до 0,5 сончеви маси годишно се потребни за да бидат разбрани изблиците на η Кобилица. Ова може да биде направено со помош на супер-Едингтонови ветрови поттикнати од зрачење со широк спектар.

[[Гама-изблик|Гама-изблиците]], [[Нова|новите]] и [[Супернова|суперновите]] се примери на системи што ја надминуваат својата Едингтонова сјајност со голем фактор за многу кратко време, што резултира со кратки и високо интензивни стапки на загуба на маса. Некои [[Рендгенска двојна ѕвезда|рендгенски двојни ѕвезди]] и [[Активно галактичко јадро|активни галаксии]] се способни да одржуваат сјајност блиску до Едингтоновата граница многу долго време. За изворите што се напојуваат со [[Насобирање (астрофизика)|насобирање]], како што се насобирачки [[Неутронска ѕвезда|неутронски ѕвезди]] или [[Катаклизмична променлива ѕвезда|катаклизмички променливи ѕвезди]] (со насобирање на [[Бело џуџе|бели џуџиња]]), границата може да дејствува за да го намали или прекине протокот на насобирање, наметнувајќи Едингтонова граница на насобирањето што одговара на онаа на [[сјајност]]а. Супер-Едингтоновото насобирање на [[Црна дупка|црните дупки]] со ѕвездена маса е еден можен модел за [[Ултрасјаен рендгенски извор|ултрасјајни рендгенски извори]].<ref>{{Наведено списание|last=Bachetti|first=Matteo|last2=Heida|first2=Marianne|last3=Maccarone|first3=Thomas|last4=Huppenkothen|first4=Daniela|last5=Israel|first5=Gian Luca|last6=Barret|first6=Didier|last7=Brightman|first7=Murray|last8=Brumback|first8=McKinley|last9=Earnshaw|first9=Hannah P.|date=2022-10-01|title=Orbital Decay in M82 X-2|journal=The Astrophysical Journal|volume=937|issue=2|pages=125|arxiv=2112.00339|bibcode=2022ApJ...937..125B|doi=10.3847/1538-4357/ac8d67|issn=0004-637X|doi-access=free|hdl-access=free}}</ref><ref>{{Наведена мрежна страница|url=https://www.jpl.nasa.gov/news/nasa-study-helps-explain-limit-breaking-ultra-luminous-x-ray-sources|title=NASA Study Helps Explain Limit-Breaking Ultra-Luminous X-Ray Sources|last=|work=NASA Jet Propulsion Laboratory (JPL)|language=en-US|accessdate=12 септември 2024}}</ref>

За насобирање на црни дупки, не треба целата [[енергија]] ослободена од насобирањето да изгледа како излезна сјајност, бидејќи енергијата може да биде изгубена низ [[Хоризонт на настани|хоризонтот на настани]], низ дупката. Таквите извори ефикасно не можат да заштедат енергија. Тогаш насобирачката ефикасност, или делот од енергијата што всушност зрачи од онаа теоретски достапна од ослободувањето на гравитациската енергија на материјалот што се насобира, влегува на суштински начин.

== Други фактори ==
Едингтоновата граница не е строга граница на [[сјајност]]а на едно [[Ѕвезда|ѕвездено]] [[Астрономско тело|тело]]. Ограничувањето не зема предвид неколку потенцијално важни фактори и забележани се супер-Едингтонови тела кои се чини дека ја немаат предвидената висока стапка на загуба на [[Маса (физика)|маса]]. Други фактори кои можат да влијаат на максималната сјајност на ѕвездата се:

* '''Порозност'''. Проблем со постојаните [[Ѕвезден ветер|ветрови]] поттикнати од зрачење со широк спектар е тоа што и радијативниот тек и [[Гравитација|гравитациската]] скала на забрзување со r<sup>−2</sup>. Односот помеѓу овие фактори е постојан, а во супер-Едингтоновата ѕвезда, целата обвивка би станала гравитациски неврзана во исто време. Ова не е набљудувано. Можно решение е воведување [[Атмосфера|атмосферска]] порозност, каде што ја замислуваме ѕвездената атмосфера да се состои од погусти области опкружени со подрачја на [[гас]] со помала густина. Ова би го намалило спојувањето помеѓу зрачењето и материјата, а целосната сила на полето на зрачење ќе се види само во похомогените надворешни слоеви на атмосферата со помала [[густина]].
* '''Турбуленции'''. Можен дестабилизирачки фактор може да биде турбулентниот [[притисок]] што се јавува кога енергијата во [[Струевит слој|струевитите зони]] создава поле на суперсонична турбуленција. Сепак, важноста на турбуленциите е дебатирана.<ref>{{Наведено списание|last=R. B. Stothers|date=2003|title=Turbulent pressure in the envelopes of yellow hypergiants and luminous blue variables|journal=Astrophysical Journal|volume=589|issue=2|pages=960–967|bibcode=2003ApJ...589..960S|doi=10.1086/374713|doi-access=free}}</ref>
* '''Фотонски меурчиња'''. Друг фактор што може да објасни некои стабилни супер-Едингтонови тела е ефектот на [[фотонски меур]]. Фотонските меури би се развиле спонтано во атмосфери во кои доминира зрачење кога притисокот на зрачењето го надминува притисокот на гасот. Можеме да да биде замислино подрачје во ѕвездената атмосфера со густина помала од околината, но со поголем притисок на зрачење. Таков регион би се издигнал низ атмосферата, при што зрачењето ќе се расее од страните, што ќе доведе до уште поголем притисок на зрачење. Овој ефект може да го пренесе зрачењето поефикасно од хомогена атмосфера, зголемувајќи ја дозволената вкупна стапка на зрачење. [[Насобирачки диск|Насобирачките дискови]] може да покажат сјајност до 10-100 пати од Едингтоновата граница без да доживеат нестабилност.<ref>{{Наведено списание|last=J. Arons|date=1992|title=Photon bubbles: Overstability in a magnetized atmosphere|journal=Astrophysical Journal|volume=388|pages=561–578|bibcode=1992ApJ...388..561A|doi=10.1086/171174}}</ref>

== Хамфрис-Дејвидсонова граница ==
[[Податотека:Lbvstar.png|десно|мини|350x350пкс| Горниот [[Херцшпрунг-Раселов дијаграм|Херцшпрунг–Раселов дијаграм]] со означена емпириска Хамфрис-Дејвидсонова граница (зелена линија). Ѕвездите се набљудувани над границата само за време на кратки изблици.]]
Набљудувањата на масивните ѕвезди покажуваат јасна горна граница на нивната [[сјајност]], наречена Хамфрис-Дејвидсонова граница според истражувачите кои први пишувале за неа.<ref>
{{Наведено списание|last=Humphreys|first=R.M.|last2=Davidson|first2=K.|year=1979|title=Studies of luminous stars in nearby galaxies. III - Comments on the evolution of the most massive stars in the Milky Way and the Large Magellanic Cloud|journal=[[The Astrophysical Journal]]|volume=232|page=409|bibcode=1979ApJ...232..409H|doi=10.1086/157301|issn=0004-637X}}
</ref> Само високо нестабилни тела се пронајдени, привремено, со поголема сјајност. Напорите ова да биде усогласено со теоретската Едингтоновата граница, биле главно неуспешни.<ref name="glatzel">
{{Наведено списание|last=Glatzel|first=W.|last2=Kiriakidis|first2=M.|date=15 јули 1993|title=Stability of massive stars and the Humphreys–Davidson limit|url=https://academic.oup.com/mnras/article-pdf/263/2/375/18539248/mnras263-0375.pdf|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=263|issue=2|pages=375–384|bibcode=1993MNRAS.263..375G|doi=10.1093/mnras/263.2.375|doi-access=free}}
</ref>

Хамфрис-Дејвидсоновата граница за ладни [[суперџин]]ови е поставена на околу 320.000 {{Сончева сјајност}}.<ref name="Davies-Beasor-2020">
{{Наведено списание|last=Davies|first=Ben|last2=Beasor|first2=Emma R.|date=2020-03-21|title=The 'red supergiant problem': The upper luminosity boundary of type&nbsp;II supernova progenitors|url=https://academic.oup.com/mnras/article/493/1/468/5709941|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=493|issue=1|pages=468–476|arxiv=2001.06020|bibcode=2020MNRAS.493..468D|doi=10.1093/mnras/staa174|issn=0035-8711|doi-access=free}}</ref>
{{Среди}}

:{| class="wikitable sortable"
|+ Најсјајни познати суперџинови од типот K и M
! Име
! Сјајност<br />({{Solar luminosity}})
![[Делотворна температура]]<br />([[Келвин|K]])
! [[Ѕвездена класификација|Спектарски тип]]
!class=unsortable|Забелешки
!class=unsortable|Наводи
|-
| LGGS J013312.26+310053.3
| 575,000
|4,055
|
|
| <ref name=Drout-Massey-Meynet-2012/>
|-
| [[LGGS J004520.67+414717.3]]
| 562,000
|–
| M1I
| Веројатно не е член на [[галаксија]]та [[Андромеда (галаксија)|Андромеда]], треба да биде третирана со претпазливост во однос на Хамфрис-Дејвидсоновата граница.<ref name=McDonald-Davies-Beasor-2022/>
| <ref name=McDonald-Davies-Beasor-2022/>
|-
|NGC1313-310
|513,000
|3,780
|K5-M0
|
|<ref name=":1">{{Cite journal |last1=Wit |first1=S. de |last2=Bonanos |first2=A. Z. |last3=Antoniadis |first3=K. |last4=Zapartas |first4=E. |last5=Ruiz |first5=A. |last6=Britavskiy |first6=N. |last7=Christodoulou |first7=E. |last8=De |first8=K. |last9=Maravelias |first9=G. |last10=Munoz-Sanchez |first10=G. |last11=Tsopela |first11=A. |date=2024-09-01 |title=Investigating episodic mass loss in evolved massive stars - II. Physical properties of red supergiants at subsolar metallicity |url=https://www.aanda.org/articles/aa/full_html/2024/09/aa49607-24/aa49607-24.html |journal=Astronomy & Astrophysics |language=en |volume=689 |pages=A46 |doi=10.1051/0004-6361/202449607 |arxiv=2402.12442 |issn=0004-6361}}</ref>
|-
|NGC253-222
|501,000
|3,750
|M0-M2
|
|<ref name=":1" />
|-
| LGGS J013339.28+303118.8
| 479,000
|3,837
| M1Ia
|
| <ref name=Drout-Massey-Meynet-2012/>
|-
| [[Стивенсон 2 DFK 49]]
| 390,000
|4,000
| K4
|Друг труд проценува многу пониска сјајност ({{solar luminosity|245,000}})<ref name=davies2007>{{Cite journal |last1=Davies |first1=Ben |last2=Figer |first2=Don F. |last3=Kudritzki |first3=Rolf-Peter |last4=MacKenty |first4=John |last5=Najarro |first5=Francisco |last6=Herrero |first6=Artemio |date=2007-12-01 |title=A Massive Cluster of Red Supergiants at the Base of the Scutum-Crux Arm |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2007ApJ...671..781D |journal=The Astrophysical Journal |volume=671 |issue=1 |pages=781–801 |doi=10.1086/522224 |arxiv=0708.0821 |bibcode=2007ApJ...671..781D |issn=0004-637X}}</ref>
| <ref name=Humphreys-Helmel-etal-2020>
 {{Cite journal
 |last1 = Humphreys |first1 = Roberta M.    |last2 = Helmel |first2 = Greta
 |last3 = Jones     |first3 = Terry J.      |last4 = Gordon |first4 = Michael S.
 |date = 2020-09-02
 |title = Exploring the mass-loss histories of the red supergiants
 |journal = The Astronomical Journal
 |volume = 160  |issue = 3  |page = 145
 |issn = 1538-3881  |arxiv = 2008.01108
 |doi = 10.3847/1538-3881/abab15  |doi-access = free
|bibcode = 2020AJ....160..145H }}
</ref>
|-
| HD 269551 A
|389,000
|3,800
|K/M
|
| <ref name=Massey-Neugent-etal-2023>
{{Cite journal
 |last1=Massey  |first1=Philip    |last2=Neugent |first2=Kathryn F.
 |last3=Ekström |first3=Sylvia    |last4=Georgy  |first4=Cyril
 |last5=Meynet  |first5=Georges
 |date=2023-01-01
 |title=The time-averaged mass-loss rates of red supergiants as revealed by their luminosity functions in M31 and M33
 |journal = [[The Astrophysical Journal]]
 |volume = 942  |issue = 2  |page = 69
 |arxiv=2211.14147  |issn=0004-637X
 |doi=10.3847/1538-4357/aca665 |doi-access=free
|bibcode=2023ApJ...942...69M }}
</ref>
|-
| WOH S170
| 380,000
|3,750
| M
| Припадноста во [[Голем Магеланов Облак|Големиот Магеланов Облак]] е несигурна.
| <ref name=Massey-Neugent-etal-2023/>
|-
|NGC7793-34
|380,000
|3,840
|M0-M2
|
|<ref name=":1" />
|-
| LGGS J013418.56+303808.6
| 363,000
|3,837
|
|
| <ref name=Drout-Massey-Meynet-2012>
{{cite journal
 |last1=Drout  |first1=Maria R.
 |last2=Massey |first2=Philip
 |last3=Meynet |first3=Georges
 |date=2012-04-18
 |title=The yellow and red supergiants of M33
 |journal = [[The Astrophysical Journal]]
 |volume=750 |issue=2 |page = 97
 |issn=0004-637X |arxiv=1203.0247
 |doi=10.1088/0004-637x/750/2/97 |doi-access=free
 |bibcode=2012ApJ...750...97D
 }}
</ref>
|-
| LGGS J004428.12+415502.9
| 339,000
|–
| K2I
|
|<ref name=McDonald-Davies-Beasor-2022>
{{cite journal
 |last1 = McDonald  |first1 = Sarah L.E.
 |last2 = Davies    |first2 = Ben
 |last3 = Beasor    |first3 = Emma R.
 |date = 2022-01-08
 |title = Red supergiants in M31: the Humphreys–Davidson limit at high metallicity
 |journal = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume = 510  |issue = 3  |pages = 3132–3144
 |doi = 10.1093/mnras/stab3453  |doi-access = free
 |lang = en
 |issn = 0035-8711 |arxiv = 2111.13716
 |url = https://academic.oup.com/mnras/article/510/3/3132/6445032
}}
</ref>
|-
|NGC247-154
|332,000
|3,570
|M2-M4
|
|<ref name=":1" />
|-
| [[AH Скорпија]]
| 331,000
|3,682
| M5Ia
|
| <ref>
{{cite journal
 |last1 = Arroyo-Torres |first1 = B.         |last2 = Wittkowski  |first2 = M.
 |last3 = Marcaide      |first3 = J.M.       |last4 = Hauschildt  |first4 = P.H.
 |date = June 2013
 |title = The atmospheric structure and fundamental parameters of the red supergiants AH&nbsp;Scorpii, UY&nbsp;Scuti, and KW&nbsp;Sagittarii
 |journal = [[Astronomy & Astrophysics]]
 |volume = 554 |page = A76
 |arxiv = 1305.6179  |issn = 0004-6361
 |doi = 10.1051/0004-6361/201220920 |doi-access = free
 |bibcode = 2013A&A...554A..76A }}
</ref>
|-
|WLM 02
|331,000
|4,660
|K2-3I
|
|<ref>{{Cite journal |url=https://academic.oup.com/mnras/article/505/3/4422/6294474 |access-date=12 септември 2024 |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |doi=10.1093/mnras/stab1611|doi-access=free |title=The temperatures of red supergiants in low-metallicity environments |date=2021 |last1=González-Torà |first1=Gemma |last2=Davies |first2=Ben |last3=Kudritzki |first3=Rolf-Peter |last4=Plez |first4=Bertrand |volume=505 |issue=3 |pages=4422–4443 }}</ref>
|-
| SMC 18592
| 309,000<ref name="Davies-Crowther-Beasor-2018">
{{Cite journal |last1=Davies |first1=Ben |last2=Crowther |first2=Paul A. |last3=Beasor |first3=Emma R. |date=2018-08-01 |title=The luminosities of cool supergiants in the Magellanic Clouds, and the Humphreys-Davidson limit revisited |journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]] |volume=478 |issue=3 |pages=3138–3148 |arxiv=1804.06417 |bibcode=2018MNRAS.478.3138D |doi=10.1093/mnras/sty1302 |doi-access=free |issn=0035-8711}}
</ref> - 355,000<ref name="Massey-Neugent-etal-2023" />
|4,050<ref name="Massey-Neugent-etal-2023" />
| K5–M0Ia
|
|
|-
| LGGS J004539.99+415404.1
| 309,000
|–
| M3I
|
| <ref name=McDonald-Davies-Beasor-2022/>
|-
| LGGS J013350.62+303230.3
| 309,000
|3,800
|
|
| <ref name=Massey-Neugent-etal-2023/>
|-
| HV 888
| 302,000
|3,442<ref>{{Cite journal |last1=Ren |first1=Yi |last2=Jiang |first2=Bi-Wei |date=2020-07-01 |title=On the Granulation and Irregular Variation of Red Supergiants |journal=The Astrophysical Journal |volume=898 |issue=1 |pages=24 |doi=10.3847/1538-4357/ab9c17 |doi-access=free |arxiv=2006.06605 |bibcode=2020ApJ...898...24R |issn=0004-637X}}</ref>–3,500<ref>{{Cite journal |last1=Groenewegen |first1=M. A. T. |last2=Sloan |first2=G. C. |date=2018-01-01 |title=Luminosities and mass-loss rates of Local Group AGB stars and red supergiants |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2018A&A...609A.114G |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=609 |pages=A114 |doi=10.1051/0004-6361/201731089 |arxiv=1711.07803 |bibcode=2018A&A...609A.114G |issn=0004-6361}}</ref><ref>{{Cite journal |last1=Kamath |first1=D. |last2=Wood |first2=P. R. |last3=Van Winckel |first3=H. |date=2015-12-01 |title=Optically visible post-AGB stars, post-RGB stars and young stellar objects in the Large Magellanic Cloud |journal=Monthly Notices of the Royal Astronomical Society |volume=454 |issue=2 |pages=1468–1502 |doi=10.1093/mnras/stv1202 |doi-access=free |arxiv=1508.00670 |bibcode=2015MNRAS.454.1468K |issn=0035-8711}}</ref>
| M4Ia
|
| <ref name="Davies-Crowther-Beasor-2018" />
|-
| [[RW Кефеј]]
| 300,000
|4,400
| K2Ia-0
|[[Жолт хиперџин]] од типот K.
| <ref>
{{cite journal
 |last1 = Jones     |first1 = Terry Jay
 |last2 = Shenoy    |first2 = Dinesh
 |last3 = Humphreys |first3 = Roberta
 |date = 2023-05-11
 |title = The recent mass-loss history of the hypergiant RW&nbsp;Cep
 |journal = [[Research Notes of the American Astronomical Society]]
 |volume = 7  |issue = 5  |page = 92
 |issn = 2515-5172
 |doi = 10.3847/2515-5172/acd37f  |doi-access = free
|bibcode = 2023RNAAS...7...92J
 }}
</ref>
|-
| LGGS J013358.54+303419.9
| 295,000
|4,050
|
|
| <ref name=Massey-Neugent-etal-2023/>
|-
| [[GCIRS 7]]
| 295,000
|3,600<ref>{{Cite journal |last1=Paumard |first1=T. |last2=Pfuhl |first2=O. |last3=Martins |first3=F. |last4=Kervella |first4=P. |last5=Ott |first5=T. |last6=Pott |first6=J. -U. |last7=Le Bouquin |first7=J. B. |last8=Breitfelder |first8=J. |last9=Gillessen |first9=S. |last10=Perrin |first10=G. |last11=Burtscher |first11=L. |last12=Haubois |first12=X. |last13=Brandner |first13=W. |date=2014-08-01 |title=GCIRS 7, a pulsating M1 supergiant at the Galactic centre . Physical properties and age |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2014A&A...568A..85P |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=568 |pages=A85 |doi=10.1051/0004-6361/201423991 |arxiv=1406.5320 |bibcode=2014A&A...568A..85P |issn=0004-6361}}</ref>
| M1I
|
| <ref>
{{cite journal
 |last1=Guerço   |first1=Rafael         |last2=Smith     |first2=Verne V.
 |last3=Cunha    |first3=Katia          |last4=Ekström   |first4=Sylvia
 |last5=Abia     |first5=Carlos         |last6=Plez      |first6=Bertrand
 |last7=Meynet   |first7=Georges        |last8=Ramirez   |first8=Solange V.
 |last9=Prantzos |first9=Nikos          |last10=Sellgren |first10=Kris
 |last11=Hayes   |first11=Cristian R.   |last12=Majewski |first12=Steven R.
 |date=2022-09-13
 |title=Evidence of deep mixing in IRS&nbsp;7, a cool massive supergiant member of the Galactic nuclear star cluster
 |journal = [[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]
 |volume=516  |issue=2  |pages=2801–2811
 |doi=10.1093/mnras/stac2393
 |doi-access=free |issn=0035-8711  |arxiv=2208.10529  |lang=en
 |url=https://academic.oup.com/mnras/article/516/2/2801/6675813
}}
</ref>
|-
| SP77 21-12
| 295,000
|4,050
| K5-M3
|
| <ref name=Massey-Neugent-etal-2023/>
|-
| [[EV Кобилица]]
| 288,000
|3,574<ref>{{Cite journal |last1=van Loon |first1=J. Th. |last2=Cioni |first2=M. -R. L. |last3=Zijlstra |first3=A. A. |last4=Loup |first4=C. |date=2005-07-01 |title=An empirical formula for the mass-loss rates of dust-enshrouded red supergiants and oxygen-rich Asymptotic Giant Branch stars |url=https://ui.adsabs.harvard.edu/abs/2005A&A...438..273V |journal=Astronomy and Astrophysics |volume=438 |issue=1 |pages=273–289 |doi=10.1051/0004-6361:20042555 |arxiv=astro-ph/0504379 |bibcode=2005A&A...438..273V |issn=0004-6361}}</ref>
| M4.5Ia
|
| <ref name=Davies-Beasor-2020/>
|-
| HV 12463
| 288,000
|3,550
| M
| Можно е да не е член на Големиот Магеланов Облак.
| <ref name=Massey-Neugent-etal-2023/>
|-
| LGGS J003951.33+405303.7
| 288,000
|–
|
|
| <ref name=McDonald-Davies-Beasor-2022/>
|-
| LGGS J013352.96+303816.0
| 282,000
|3,900
|
|
| <ref name="Massey-Neugent-etal-2023" />
|-
|[[RSGC1]]-F13
|282,000<ref name=":0" /> - 290,000<ref name="Humphreys-Helmel-etal-2020" />
|3,590 - 4,200
|M3 - K2
|
|<ref name="Humphreys-Helmel-etal-2020" /><ref name=":0">{{Cite journal |last1=Decin |first1=Leen |last2=Richards |first2=Anita M. S. |last3=Marchant |first3=Pablo |last4=Sana |first4=Hugues |date=јануари 2024 |title=ALMA detection of CO rotational line emission in red supergiant stars of the massive young star cluster RSGC1 -- Determination of a new mass-loss rate prescription for red supergiants |journal=Astronomy & Astrophysics |volume=681 |pages=A17 |arxiv=2303.09385 |bibcode=2024A&A...681A..17D |doi=10.1051/0004-6361/202244635 |issn=0004-6361}}</ref>
|-
| [[WOH G64]]
| 282,000
|3,400
| M5I
| Веројатно најголемата позната ѕвезда.
| <ref>
{{cite journal
 |last1=Ohnaka     |first1=K.           |last2=Driebe   |first2=T.
 |last3=Hofmann    |first3=K.-H.        |last4=Weigelt  |first4=G.
 |last5=Wittkowski |first5=M.
 |date=2008-06-01
 |title=Spatially resolved dusty torus toward the red supergiant WOH&nbsp;G64 in the Large Magellanic Cloud
 |journal=Astronomy & Astrophysics
 |volume=484  |issue=2  |pages=371–379
 |issn=0004-6361  |arxiv=0803.3823  |lang=en
 |doi=10.1051/0004-6361:200809469  |doi-access=free
 |bibcode=2008A&A...484..371O |url=https://www.aanda.org/articles/aa/abs/2008/23/aa09469-08/aa09469-08.html
}}
</ref>
|-
| [[Вестерлунд 1 W26]]
| 275,000
|3,782
| M0.5-M6Ia
|
| <ref>
{{cite thesis
 |first=Aura  |last=Arévalo
 |date=2019-01-22
 |title=The red supergiants in the supermassive stellar cluster Westerlund&nbsp;1
 |publisher=[[Универзитет во Саун Паоло]]
 |place=[[Саун Паоло]], [[Бразил]]
 |degree=Mestrado em Astronomia
 |doi=10.11606/d.14.2019.tde-12092018-161841  |doi-access=free  |lang = en
 |url=http://www.teses.usp.br/teses/disponiveis/14/14131/tde-12092018-161841/
}}
</ref>
|-
| LGGS J004731.12+422749.1
| 275,000
|–
|
|
| <ref name=McDonald-Davies-Beasor-2022/>
|-
| [[VY Големо Куче]]
| 270,000
|3,490
| M3–M4.5
|
| <ref>
{{cite journal
 |last1 = Wittkowski    |first1 = M.        |last2 = Hauschildt |first2 = P.H.
 |last3 = Arroyo-Torres |first3 = B.        |last4 = Marcaide   |first4 = J.M.
 |date = April 2012
 |title = Fundamental properties and atmospheric structure of the red supergiant VY&nbsp;Canis Majoris based on VLTI/AMBER spectro-interferometry
 |journal = [[Astronomy & Astrophysics]]
 |volume = 540 |page = L12
 |arxiv = 1203.5194  |issn = 0004-6361
 |doi = 10.1051/0004-6361/201219126  |doi-access = free
 |bibcode = 2012A&A...540L..12W }}
</ref>
|-
| [[Ми Кефеј]]
| {{val|269,000|111000|40000|fmt=commas}}
| 3,750
| M2 Ia
|
| <ref>
{{Cite journal
 |last1=Davies
 |first1=Ben
 |last2=Beasor 
 |first2=Emma R.
 |date=March 2020
 |title=The 'red supergiant problem': the upper luminosity boundary of Type II supernova progenitors
 |bibcode=2020MNRAS.493..468D
 |journal=[[MNRAS]]
 |language=en
 |volume=493
 |issue=1
 |pages=468–476
 |doi=10.1093/mnras/staa174
 |doi-access=free
 |arxiv=2001.06020 
 |s2cid=210714093 }}
</ref>
|-
| LGGS J004428.48+415130.9
| 269,000
|
| M1I
|
| <ref name=McDonald-Davies-Beasor-2022/>
|-
|[[RSGC1-F01]]
|263,000<ref name=":0" /> - 335,000<ref name="Humphreys-Helmel-etal-2020" />
|3,450
|M5
|
|<ref name=":0" />
|-
|NGC247-155
|263,000
|3,510
|M2-M4
|
|<ref name=":1" />
|-
| LGGS J013241.94+302047.5
| 257,000
|3,950
|
|
| <ref name=Massey-Neugent-etal-2023/>
|-
|NGC300-125
|257,000
|3,350
|M2-M4
|
|<ref name=":1" />
|-
|[[HD 143183]]
|254,000
|3,605
|M3
|
|<ref name=":2">{{Cite web |url=https://academic.oup.com/mnras/article/529/4/3630/7630209?login=false |access-date=12 септември 2024 |website=academic.oup.com}}</ref>
|-
| LMC 145013
| 251,000<ref name="Davies-Crowther-Beasor-2018" /> - 339,000<ref name="Massey-Neugent-etal-2023" />
|3,950<ref name="Massey-Neugent-etal-2023" />
| M2.5Ia–Ib
|
|
|-
| LMC 25320
| 251,000
|3,800
| M
|
| <ref name=Massey-Neugent-etal-2023/>
|-
|[[V354 Кефеј]]
|250,000
|3,615
|M1Ia-M3.5Ib
|
|<ref name=":2" />
|}

== Поврзано ==

* [[Хајашиева граница]]
* [[Список на најмасивни ѕвезди]]
* [[М82 Х-1]]
* [[М82 Х-2]]

== Наводи ==
{{Наводи|25em}}

== Дополнителна книжевност ==
{{refbegin|25em|small=yes}}
* {{cite book|title=Accretion Power in Astrophysics|last1=Frank|first1=Juhan|last2=King|first2=Andrew|last3=Raine|first3=Derek|publisher=Cambridge University Press|year=2002|isbn=0-521-62957-8|edition=3}}
* {{cite journal|last1=Regan|first1=John A.|last2=Downes|first2=Turlough P.|last3=Volonteri|first3=Marta|last4=Beckmann|first4=Ricarda|last5=Lupi|first5=Alessandro|last6=Trebitsch|first6=Maxime|last7=Dubois|first7=Yohan|year=2019|title=Super-Eddington accretion and feedback from the first massive seed black holes|journal=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|volume=486|issue=3|pages=3892–3906|arxiv=1811.04953|bibcode=2019MNRAS.486.3892R|doi=10.1093/mnras/stz1045|doi-access=free}}

{{refend}}

== Надворешни врски ==

* [http://www.sciencebits.com/SurpassingEddington Надминувајќи ја Едингтоновата граница].
{{Ѕвезда}}

[[Категорија:Ѕвездена астрономија]]
[[Категорија:Астрофизички концепти]]