Голубой сверхгигант

Материал из Циклопедии
Перейти к: навигация, поиск

Голубые сверхгиганты — одни из самых массивных и ярких звёзд. По размерам они превосходят гигантов, но уступают гипергигантам. Типичная масса голубых сверхгигантов — 15-50 масс Солнца. В астрономии их часто именуют сверхгигантами OB-типа. Они имеют класс светимости I и спектральный класс B9 и выше. Они находятся в верхней левой части диаграммы Герцшпрунга-Рассела справа от главной последовательности. Температуры поверхности — 10 000-50 000 K, светимость, 10000-1000000 светимостей Солнца.

Типичная продолжительность жизни звёзд данного типа — 5-10 млн лет.

Содержание

[править] Характеристики

Из-за их большой массы, голубой сверхгиганты имеют достаточно короткую продолжительность жизни и наблюдаются только в молодых космических структурах, такие как рассеянные скопления, рукава спиральных галактик и в неправильных галактиках. Они почти не наблюдаются в центрах спиральных галактик, эллиптических галактиках и шаровых скоплений, которые состоят, в основном из старых объектов.

Несмотря на их редкость и короткую жизнь, из-за их яркости, на небе можно увидеть много голубых сверхгигантов. Одним из наиболее известных сверхгигантов является Ригель, самая яркая звезда в созвездии Ориона — её масса почти в 20 раз превышает массу Солнца, а светимость больше от светимости Солнца почти в 120 000 раз.

Для голубых сверхгигантов характерен сильный звёздный ветер, и как правило, в своём спектре они имеют эмиссионные линии.

Звёздный ветер с голубых сверхгигантов является быстрым, но разреженным, в отличие от ветра красных сверхгигантов, который является медленным, но плотным. Когда красный сверхгигант переходит в голубой, более быстрый ветер «настигает» ранее испущенный медленный и сталкивается с ним, заставляя выброшенный материал уплотняться в тонкую оболочку. Возможен также обратный процесс — превращение голубого сверхгиганта в красный (см. ниже). В некоторых случаях можно увидеть несколько концентрических слабых тонких оболочек, образованных последовательными эпизодами потери массы вследствие нескольких циклов «красный <-> голубой сверхгигант».

[править] Эволюция

Строение массивной звезды перед взрывом сверхновой

По мере исчерпания водородного топлива звезда всё больше охлаждается и расширяется, проходя спектральные классы O, В, A, F, G, K и M, становясь белым, жёлтым, оранжевым и наконец, красным сверхгигантом. После того как водород в ядре закончится, в термоядерную реакцию вступит гелий, затем углерод, кислород, кремний. Нуклеосинтез может осуществляться вплоть до образования самого стабильного изотопа железа-56 (все следующие изотопы могут уменьшить энергию связи на нуклон путём распада, а все предыдущие элементы, в принципе, могли бы уменьшить энергию связи на нуклон за счёт синтеза). Образующееся железное ядро коллапсирует в нейтронную звезду, объект, размером с крупный город, но с массой 1,4-3 массы Солнца, а внешние слои звезды взрываются как сверхновая.

В случае особо массивных голубых сверхгигантов (с начальной массой 25-40 солнечной[1][2]) ядро может не останавливаться на образовании нейтронной звезды, а коллапсирует дальше, превращаясь в чёрную дыру.

Ещё более массивные сверхгиганты не могут расшириться до красной фазы, а заканчивают жизнь вспышкой гиперновой (или без неё) с образованием чёрной дыры.

Сценарии коллапса ядра массивной звезды в зависимости от её массы и металличности[2]
Причина коллапса Начальная масса звезды-прародителя и её металличность Тип сверхновой Остаток
Захват электронов в инертном ядре из кислорода, неона и магния 8–10 Слабая, II-P Нейтронная звезда
Образование железного ядра 10–25 Слабая, II-P Нейтронная звезда
25–40 с низкой или солнечной металличностью Средней силы, II-P Чёрная дыра после отката материала на начальную нейтронную звезду.
25–40 с очень высокой металличностью II-L или II-b Нейтронная звезда
40–90 с низкой металличностью Нет вспышки Чёрная дыра
≥40 с солнечной металличностью Слабая, Ib/c, или гиперновая с гамма-всплеском (GRB) Чёрная дыра после отката материала на начальную нейтронную звезду.
≥40 с очень высокой металличностью Ib/c Нейтронная звезда
≥90 с низкой металличностью Без вспышки, вероятный гамма-всплеск Чёрная дыра
Образование электрон-позитронных пар 140–250 с низкой металличностью II-P, вероятная гиперновая, вероятный гамма-всплеск Нет остатка
Фотоядерная реакция ≥250 с низкой металличностью Нет (возможная сверхновая), вероятный гамма-всплеск Чёрная дыра высокой массы

Как правило, предшественниками сверхновых зачастую являются красные сверхгиганты, раньше даже считалось, что только эти звезды могут взорваться как сверхновые. Однако сверхновая SN 1987A заставила пересмотреть эту ​​теорию, поскольку её предшественник, Sanduleak -69° 202, был голубым сверхгигантом класса B3. Теперь из наблюдений стало понятно, что проэволюционировавшие звезды с высокой массой, могут взорваться сверхновыми вне зависимости от спектрального класса, хотя теория ещё не может объяснить особенностей процесса.

[править] Известные голубые сверхгиганты

  • 29 Большого Пса, главный компонент системы — голубой сверхгигант спектрального класса O. Компаньон является бело-голубым карликом главной последовательности спектрального класса OB.
  • Ригель — голубой сверхгигант в созвездии Ориона, ярчайшая звезда этого созвездия. Лучшее время наблюдения в России — конец осени-зима-начало весны.
  • Дзета Кормы — ярчайшая звезда созвездия Кормы. Звезда имеет собственное имя Наос. Является убегающей звездой.
  • Альнитак, Альнилам, Минтака — голубые сверхгиганты, образующие на небе Пояс Ориона.
  • HDE 226868/Лебедь X-1, двойная система, состоящая из голубого сверхгиганта массой в 20-50 масс Солнца и темного компактного объекта, массой в 7-14 масс Солнца, что делает его кандидатом в чёрные дыры.
  • Дзета Змееносца — убегающая звезда.
  • Парус X-1 — система из голубого сверхгиганта и рентгеновского пульсара.

[править] Источники


Персональные инструменты
Пространства имён

Варианты
Действия
Навигация
Инструменты