Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Голубой сверхгигант ( БСГ ) является горячим, светящимися звездами , часто упоминаются как OB сверхгигант . Они имеют класс светимости I и спектральный класс B9 или ранее. [1]

Голубые сверхгиганты находятся в верхнем левом углу диаграммы Герцшпрунга – Рассела , выше и справа от главной последовательности. Они больше Солнца, но меньше красного сверхгиганта , с температурой поверхности 10 000–50 000 К и светимостью от 10 000 до миллиона раз больше, чем у Солнца.

Формирование [ править ]

Ригель и туманность IC 2118, которую он освещает.

Сверхгиганты - это развитые звезды большой массы, большие и более яркие, чем звезды главной последовательности . Звезды класса O и ранние звезды класса B с начальной массой около 10–300  M ☉ эволюционируют от главной последовательности всего за несколько миллионов лет, поскольку их водород расходуется, а тяжелые элементы начинают появляться у поверхности звезды. Эти звезды обычно становятся голубыми сверхгигантами, хотя не исключено, что некоторые из них эволюционируют непосредственно в звезды Вольфа – Райе . [2]Расширение в стадию сверхгиганта происходит, когда водород в ядре звезды истощается и начинается горение водородной оболочки, но это также может быть вызвано тем, что тяжелые элементы поднимаются на поверхность за счет конвекции и потери массы из-за увеличения радиационного давления. [3]

Голубые сверхгиганты недавно возникли из главной последовательности, имеют чрезвычайно высокую светимость, высокую скорость потери массы и, как правило, нестабильны. Многие из них становятся светящимися синими переменными (LBV) с эпизодами экстремальной потери массы. Голубые сверхгиганты меньшей массы продолжают расширяться, пока не станут красными сверхгигантами. При этом они должны провести некоторое время как желтые сверхгиганты или желтые гипергиганты , но это расширение происходит всего за несколько тысяч лет, и поэтому эти звезды редки. Красные сверхгиганты большей массы сдувают свои внешние атмосферы и снова превращаются в голубых сверхгигантов, а затем, возможно, и в звезды Вольфа – Райе. [4] [5]В зависимости от точной массы и состава красного сверхгиганта он может выполнить ряд синих петель, прежде чем либо взорваться как сверхновая типа II, либо окончательно сбросить достаточно внешних слоев, чтобы снова стать синим сверхгигантом, менее ярким, чем в первый раз, но более нестабильно. [6] Если такая звезда может пройти через желтую эволюционную пустоту, ожидается, что она станет одной из LBV с более низкой светимостью. [7]

Самые массивные голубые сверхгиганты слишком светятся, чтобы сохранять обширную атмосферу, и они никогда не расширяются в красные сверхгиганты. Разделительная линия составляет приблизительно 40  М ☉ , хотя крутые и крупные красные сверхгиганты развиваются из звезд с начальными массами 15-25  M ☉ . Неясно, могут ли более массивные голубые сверхгиганты потерять достаточно массы, чтобы безопасно эволюционировать до старости как звезда Вольфа Райе и, наконец, белый карлик, или они достигнут стадии Вольфа Райе и взорвутся как сверхновые , или они взорвутся как сверхновые, в то время как голубые сверхгиганты . [2]

Прародителями сверхновых обычно являются красные сверхгиганты, и считалось, что только красные сверхгиганты могут взорваться как сверхновые. Однако SN 1987A вынудила астрономов пересмотреть эту теорию, поскольку ее прародитель, Сандулик -69 ° 202 , был голубым сверхгигантом B3. [8] Теперь из наблюдений известно, что почти любой класс эволюционировавших звезд большой массы, включая голубые и желтые сверхгиганты, может взорваться как сверхновая, хотя теория до сих пор не может подробно объяснить, как именно. [9]В то время как большинство сверхновых относятся к относительно однородному типу II-P и производятся красными сверхгигантами, голубые сверхгиганты, как наблюдают, производят сверхновые с широким диапазоном светимости, длительности и спектрального класса, иногда субсветовые, как SN 1987A, иногда сверхсветовые. светящиеся, такие как многие сверхновые типа IIn. [10] [11] [12]

Свойства [ править ]

Спектр звезды B2.

Из-за своей чрезвычайной массы они имеют относительно короткую продолжительность жизни и в основном наблюдаются в молодых космических структурах, таких как рассеянные скопления , рукава спиральных галактик и неправильные галактики . Они редко наблюдаются в ядрах спиральных галактик, эллиптических галактиках или шаровых скоплениях , большинство из которых, как полагают, состоит из более старых звезд, хотя недавно было обнаружено, что ядро ​​Млечного Пути является домом для нескольких массивных рассеянных скоплений и связанных с ними молодых горячие звезды. [13]

Самый известный пример - Ригель , самая яркая звезда в созвездии Ориона . Его масса примерно в 20 раз больше массы Солнца, а его светимость примерно в 117 000 раз больше. Несмотря на их редкость и короткую жизнь, они широко представлены среди звезд, видимых невооруженным глазом; их огромной яркости более чем достаточно, чтобы компенсировать их нехватку.

У голубых сверхгигантов быстрые звездные ветры, а в спектрах самых ярких, называемых гипергигантами , преобладают эмиссионные линии, указывающие на сильную потерю массы, вызванную континуумом. Голубые сверхгиганты показывают разное количество тяжелых элементов в своих спектрах, в зависимости от их возраста и эффективности, с которой продукты нуклеосинтеза в ядре конвектируются на поверхность. Быстро вращающиеся сверхгиганты могут быть сильно перемешаны и содержать большое количество гелия и даже более тяжелых элементов, при этом все еще сжигая водород в ядре; эти звезды показывают спектр, очень похожий на звезду Вольфа Райе.

В то время как звездный ветер от красного сверхгиганта густой и медленный, ветер от синего сверхгиганта быстрый, но разреженный. Когда красный сверхгигант становится синим сверхгигантом, более быстрый ветер, который он производит, воздействует на уже выпущенный медленный ветер и заставляет истекающий материал конденсироваться в тонкую оболочку. В некоторых случаях несколько концентрических слабых оболочек можно увидеть из последовательных эпизодов потери массы, либо из предыдущих синих петель от стадии красного сверхгиганта, либо из извержений, таких как вспышки LBV. [14]

Примеры [ править ]

  • MACS J1149 Lensed Star 1 (или Икар ) - обнаружена самая далекая отдельная звезда
  • Ригель (β Orionis), бело-голубой сверхгигант (тип B).
  • UW Canis Majoris (UW CMa), синий сверхгигант (O-тип)
  • Зета Пуппис (Наос), синий сверхгигант (О-типа)

Ссылки [ править ]

  1. ^ Massey, P .; Puls, J .; Полдрах, AWA; Bresolin, F .; Кудрицки, Р.П .; Саймон, Т. (2005). «Физические свойства и шкала эффективных температур звезд O-типа в зависимости от металличности. II. Анализ еще 20 звезд Магеллановых облаков и результаты полной выборки». Астрофизический журнал . 627 (1): 477–519. arXiv : astro-ph / 0503464 . Bibcode : 2005ApJ ... 627..477M . DOI : 10.1086 / 430417 . S2CID  18172086 .
  2. ^ а б Жорж Мейне; Кирилл Георгий; Рафаэль Хирски; Андре Мейдер; Фил Мэсси; Норберт Пшибилла; Фернанда Ниева (2011). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа-Райе: перспектива единственной массивной звезды». Бюллетень Королевского общества наук Льежа . 80 (39): 266–278. arXiv : 1101.5873 . Bibcode : 2011BSRSL..80..266M .
  3. ^ Eggenberger, P .; Meynet, G .; Мэдер, А. (2009). «Моделирование массивных звезд с потерей массы». Коммуникации в астросейсмологии . 158 : 87. Bibcode : 2009CoAst.158 ... 87E .
  4. ^ Origlia, L .; Goldader, JD; Leitherer, C .; Schaerer, D .; Олива, Э. (1999). «Моделирование эволюционного синтеза красных сверхгигантов в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 514 (1): 96–108. arXiv : astro-ph / 9810017 . Bibcode : 1999ApJ ... 514 ... 96O . DOI : 10.1086 / 306937 . S2CID 14757900 . 
  5. ^ Нойджент; Филип Мэсси; Брайан Скифф; Жорж Мейне (2012). «Желтые и красные сверхгиганты в Большом Магеллановом Облаке». Астрофизический журнал . 749 (2): 177. arXiv : 1202.4225 . Bibcode : 2012ApJ ... 749..177N . DOI : 10.1088 / 0004-637X / 749/2/177 . S2CID 119180846 . 
  6. ^ Maeder, A .; Мейне, Г. (2001). «Звездная эволюция с вращением. VII». Астрономия и астрофизика . 373 (2): 555–571. arXiv : astro-ph / 0105051 . Бибкод : 2001A & A ... 373..555M . DOI : 10.1051 / 20010596: 0004-6361 . S2CID 18125436 . 
  7. ^ Stothers, RB; Чин, CW (2001). «Желтые гипергиганты как динамически нестабильные звезды после красных сверхгигантов» . Астрофизический журнал . 560 (2): 934. Bibcode : 2001ApJ ... 560..934S . DOI : 10.1086 / 322438 . ЛВП : 2060/20010083764 .
  8. ^ Смит, N .; Immler, S .; Вейлер, К. (2007). «Галактические близнецы туманности вокруг SN 1987A: намек на то, что LBVS могут быть прародителями сверхновых». Материалы конференции AIP . AIP Conf. Proc . 937 . С. 163–170. arXiv : 0705.3066 . Doi : 10.1063 / 1.2803557 . S2CID 18799766 . 
  9. ^ Гал-Ям, А .; Леонард, округ Колумбия (2009). «Массивная звезда-гипергигант как прародитель сверхновой SN 2005gl» (PDF) . Природа . 458 (7240): 865–867. Bibcode : 2009Natur.458..865G . DOI : 10,1038 / природа07934 . PMID 19305392 . S2CID 4392537 . Архивировано из оригинального (PDF) 03 марта 2016 года . Проверено 28 августа 2015 .   
  10. ^ Мауэрхан; Натан Смит; Алексей Филиппенко; Кайл Бланшар; Питер Бланшар; Каспер; Брэдли Ченко; Clubb; Дэниел Коэн (2012). «Беспрецедентная третья вспышка SN 2009ip: светящаяся синяя переменная становится сверхновой». Тезисы собрания Американского астрономического общества № 221 . 221 : 233,03. arXiv : 1209,6320 . Bibcode : 2013AAS ... 22123303M . DOI : 10.1093 / MNRAS / stt009 . S2CID 119087896 . 
  11. ^ Kleiser, I .; Познанский, Д .; Kasen, D .; и другие. (2011). «Пекулярная сверхновая типа II 2000cb». Бюллетень Американского астрономического общества . 43 : 33726. Bibcode : 2011AAS ... 21733726K .
  12. Перейти ↑ Georgy, C. (2012). «Желтые сверхгиганты как предки сверхновых: указание на сильную потерю массы для красных сверхгигантов?». Астрономия и астрофизика . 538 : L8 – L2. arXiv : 1111.7003 . Бибкод : 2012A & A ... 538L ... 8G . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201118372 . S2CID 55001976 . 
  13. ^ Фигер, Д.Ф .; Ким, СС; Morris, M .; Serabyn, E .; Рич, РМ; Маклин, IS (1999). "Космический телескоп Хаббла / NICMOS Наблюдения массивных звездных скоплений вблизи центра Галактики" (PDF) . Астрофизический журнал . 525 (2): 750. arXiv : astro-ph / 9906299 . Bibcode : 1999ApJ ... 525..750F . DOI : 10.1086 / 307937 . S2CID 16833191 .  
  14. ^ Chiţǎ, SM; Langer, N .; Ван Марл, Эй Джей; García-Segura, G .; Хегер, А. (2008). «Множественные кольцевые туманности вокруг голубых сверхгигантов». Астрономия и астрофизика . 488 (2): L37. arXiv : 0807.3049 . Бибкод : 2008A & A ... 488L..37C . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200810087 . S2CID 58896016 .