Голубая звезда-сверхгигант - Blue supergiant star

А синий сверхгигант (BSG) горячая, светящаяся звезда, часто называемый OB сверхгигант. У них есть класс светимости я и спектральный класс B9 или ранее.[1]

Голубые сверхгиганты находятся в верхнем левом углу Диаграмма Герцшпрунга – Рассела, вверху и справа от главной последовательности. Они больше, чем солнце но меньше чем красный сверхгигант, с температурой поверхности 10 000–50 000 К и светимости примерно от 10 000 до миллиона раз больше, чем у Солнца.

Формирование

Ригель и IC 2118 туманность, которую он освещает.

Сверхгиганты - это эволюционирующие звезды с большой массой, больше и ярче, чем главная последовательность звезды. Звезды класса O и раннего класса B с начальной массой около 10–300M☉ эволюционировать от главной последовательности всего за несколько миллионов лет, поскольку их водород потребляется и тяжелые элементы начинают появляться у поверхности звезды. Эти звезды обычно становятся голубыми сверхгигантами, хотя возможно, 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 - это недавно появившиеся из главной последовательности, они имеют чрезвычайно высокую светимость, высокую скорость потери массы и, как правило, нестабильны. Многие из них становятся светящиеся синие переменные (LBV) с эпизодами экстремальной потери массы. Голубые сверхгиганты меньшей массы продолжают расширяться, пока не станут красными сверхгигантами. В процессе они должны провести некоторое время как желтые сверхгиганты или же желтые гипергиганты, но это расширение происходит всего за несколько тысяч лет, 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 несколько синих петель перед тем, как взорваться. сверхновая типа II или, наконец, сбросив достаточно внешних слоев, чтобы снова стать голубым сверхгигантом, менее ярким, чем в первый раз, но более нестабильным.[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 примерно 40M☉, хотя самые холодные и самые крупные красные сверхгиганты развиваются из звезд с начальными массами 15–25M☉. Неясно, могут ли более массивные голубые сверхгиганты потерять достаточно массы, чтобы безопасно эволюционировать до старости как звезда Вольфа Райе и, наконец, как белый карлик, или они достигают стадии Вольфа Райе и взрываются, как сверхновые, или они взрываются как сверхновые, пока голубые сверхгиганты.[2]

Прародителями сверхновых обычно являются красные сверхгиганты, и считалось, что только красные сверхгиганты могут взорваться как сверхновые. SN 1987A, однако, вынудили астрономов пересмотреть эту теорию как ее прародителя, Сандулеак -69 ° 202, был синим 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 создаются красными сверхгигантами, голубые сверхгиганты, как наблюдают, порождают сверхновые с широким диапазоном светимости, длительности и спектрального класса, иногда субсветовые, как SN 1987A, иногда сверх- светящиеся, такие как многие сверхновые типа IIn.[10][11][12]

Характеристики

Спектр звезды B2.

Из-за своей чрезвычайной массы они имеют относительно короткую продолжительность жизни и в основном наблюдаются в молодых космических структурах, таких как открытые кластеры, руки спиральные галактики, И в неправильные галактики. Они редко наблюдаются в ядрах спиральных галактик, эллиптические галактики, или же шаровые скопления, большинство из которых, как полагают, состоят из более старых звезд, хотя недавно было обнаружено, что в центре Млечного Пути находится несколько массивных рассеянных скоплений и связанных с ними молодых горячих звезд.[13]

Самый известный пример: Ригель, самая яркая звезда в созвездии Орион. Его масса примерно в 20 раз больше массы Солнца, а его масса яркость 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.

Голубые сверхгиганты имеют быстрые звездные ветры и самый яркий, называемый гипергиганты, в спектрах 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 нуклеосинтез 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, сталкивается с уже выпущенным медленным ветром 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

Рекомендации

  1. ^ Massey, P .; Puls, J .; Pauldrach, A. W. A .; Bresolin, F .; Kudritzki, R.P .; Саймон, Т. (2005). «Физические свойства и эффективный температурный масштаб звезд O-типа как функция металличности. II. Анализ еще 20 звезд Магелланова облака и результаты полной выборки». Астрофизический журнал. 627 (1): 477–519. arXiv:Astro-ph / 0503464. Bibcode:2005ApJ ... 627..477M. Дои:10.1086/430417. S2CID  18172086.
  2. ^ а б Жорж Мейне; Кирилл Георгий; Рафаэль Хирши; Андре Мейдер; Фил Мэсси; Норберт Пшибилла; Фернанда Ниева (2011). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа-Райе: перспектива единственной массивной звезды». Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège. 80 (39): 266–278. arXiv:1101.5873. Bibcode:2011BSRSL..80..266M.
  3. ^ Eggenberger, P .; Meynet, G .; Мейдер, А. (2009). «Моделирование массивных звезд с потерей массы». Коммуникации в астросейсмологии. 158: 87. Bibcode:2009CoAst.158 ... 87E.
  4. ^ Origlia, L .; Goldader, J.D .; 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. Дои: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. Дои:10.1088 / 0004-637X / 749/2/177. S2CID  119180846.
  6. ^ Maeder, A .; Мейнет, Г. (2001). «Звездная эволюция с вращением. VII». Астрономия и астрофизика. 373 (2): 555–571. arXiv:Astro-ph / 0105051. Bibcode:2001A&A ... 373..555M. Дои:10.1051/0004-6361:20010596. S2CID  18125436.
  7. ^ Stothers, R. B .; Чин, К. В. (2001). "Желтые гипергиганты как динамически нестабильные звезды после красных сверхгигантов". Астрофизический журнал. 560 (2): 934. Bibcode:2001ApJ ... 560..934S. Дои:10.1086/322438. HDL:2060/20010083764.
  8. ^ Smith, N .; Immler, S .; Вейлер, К. (2007). «Галактические близнецы туманности вокруг SN 1987A: намек на то, что LBVS могут быть прародителями сверхновых». Материалы конференции AIP. 937. С. 163–170. arXiv:0705.3066. Дои:10.1063/1.2803557. S2CID  18799766.
  9. ^ Гал-Ям, А .; Леонард, Д. К. (2009). "Массивная звезда-гипергигант как прародитель сверхновой SN 2005gl" (PDF). Природа. 458 (7240): 865–867. Bibcode:2009Натура.458..865Г. Дои:10.1038 / природа07934. PMID  19305392. S2CID  4392537. Архивировано из оригинал (PDF) на 2016-03-03. Получено 2015-08-28.
  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 докладов собрания Американского астрономического общества № 221. 221: 233.03. arXiv:1209.6320. Bibcode:2013AAS ... 22123303M. Дои: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. ^ Георгий, К. (2012). «Желтые сверхгиганты как предки сверхновых: указание на сильную потерю массы для красных сверхгигантов?». Астрономия и астрофизика. 538: L8 – L2. arXiv:1111.7003. Bibcode:2012A & A ... 538L ... 8G. Дои:10.1051/0004-6361/201118372. S2CID  55001976.
  13. ^ Фигер, Д. Ф .; Kim, S. S .; Morris, M .; Serabyn, E .; Rich, R.M .; Маклин, И.С. (1999). "Наблюдения с помощью космического телескопа Хаббл / NICMOS массивных звездных скоплений вблизи центра Галактики" (PDF). Астрофизический журнал. 525 (2): 750. arXiv:Astro-ph / 9906299. Bibcode:1999ApJ ... 525..750F. Дои:10.1086/307937. S2CID  16833191.
  14. ^ Chiţǎ, S. M .; Langer, N .; Van Marle, A.J .; García-Segura, G .; Хегер, А. (2008). «Множественные кольцевые туманности вокруг голубых сверхгигантов». Астрономия и астрофизика. 488 (2): L37. arXiv:0807.3049. Bibcode:2008A & A ... 488L..37C. Дои:10.1051/0004-6361:200810087. S2CID  58896016.