stringtranslate.com

Синий сверхгигант

Голубой сверхгигант ( BSG ) — горячая, яркая звезда , часто называемая OB- сверхгигантом . Обычно ими считаются звезды с классом светимости I и спектральным классом B9 или более ранними, [1] хотя иногда сверхгигантами А-класса также считаются голубые сверхгиганты. [2] [3] [4]

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 примерно в 10 000–миллион раз выше солнечной. Чаще всего они представляют собой эволюционную фазу между массивными звездами главной последовательности , синтезирующими водород , и красными сверхгигантами, синтезирующими гелий, [4] [5] [6] , хотя новые исследования предполагают, что они могут быть результатом слияния звезд . [7] [8]

Большинство сверхгигантов также являются голубыми сверхгигантами (B-типа); голубые сверхгиганты классов от O9.5 до B2 встречаются даже чаще, чем их аналоги из главной последовательности. [9] Наблюдается больше голубых сверхгигантов после главной последовательности, чем ожидается из теоретических моделей, которые предполагают, что голубые сверхгиганты будут недолговечными. Это приводит к проблеме голубых сверхгигантов , хотя необычные звездные внутренности (например, более горячие голубые сверхгиганты с слишком большим ядром, синтезирующим водород, и более холодные, с ядрами, синтезирующими гелий, меньшего размера) могут объяснить это. [10]

Формирование

Ригель и туманность IC 2118 , которую он освещает.

Когда-то считалось, что голубые сверхгиганты возникли в результате «питания» межзвездной среды , когда звезды проходили через межзвездные пылевые облака, [11] [8] , хотя в настоящее время существует мнение, что голубые сверхгиганты — это эволюционировавшие звезды с большой массой, более крупные и яркие. чем звезды главной последовательности . Звезды О-типа и ранние В-типа с начальными массами около 10–300  M ☉ эволюционируют от главной последовательности всего за несколько миллионов лет по мере расходования их водорода и тяжелых элементов (с атомными номерами 26 (Fe) и меньше) начинают появляться вблизи поверхности звезды. Эти звезды обычно становятся голубыми сверхгигантами, хотя возможно, что некоторые из них (особенно более массивные) эволюционируют непосредственно в звезды Вольфа-Райе . [12] Расширение в стадию сверхгиганта происходит, когда водород в ядре звезды истощается и начинается горение водородной оболочки, но это также может быть вызвано выносом тяжелых элементов на поверхность за счет конвекции и потерей массы из-за увеличения радиационного давления. . [13]

Голубые сверхгиганты возникли недавно из главной последовательности, имеют чрезвычайно высокую светимость, высокие темпы потери массы и, как правило, нестабильны. Многие из них становятся светящимися синими переменными (LBV) с эпизодами чрезвычайной потери массы. Синие сверхгиганты с меньшей массой продолжают расширяться, пока не станут красными сверхгигантами. В этом процессе они должны провести некоторое время в виде желтых сверхгигантов или желтых гипергигантов , но это расширение происходит всего за несколько тысяч лет, и поэтому эти звезды редки. Красные сверхгиганты с большей массой сдувают свои внешние атмосферы и превращаются обратно в голубые сверхгиганты, а, возможно, и далее в звезды Вольфа – Райе. [14] [15] В зависимости от точной массы и состава красного сверхгиганта он может выполнить несколько синих циклов, прежде чем либо взорваться как сверхновая типа II , либо, наконец, сбросив достаточное количество своих внешних слоев, чтобы снова стать голубым сверхгигантом, менее светящийся, чем в первый раз, но более нестабильный. [16] Если такая звезда сможет пройти через желтую эволюционную пустоту, ожидается, что она станет одной из LBV с более низкой светимостью. [17]

Самые массивные синие сверхгиганты слишком ярки, чтобы сохранять обширную атмосферу, и они никогда не расширяются в красные сверхгиганты. Линия раздела составляет примерно 40  M ☉ , хотя самые холодные и крупные красные сверхгиганты развиваются из звезд с начальной массой 15–25  M ☉ . Неясно, смогут ли более массивные голубые сверхгиганты потерять достаточную массу, чтобы безопасно эволюционировать до старости в виде звезды Вольфа Райе и, наконец, белого карлика, или же они достигнут стадии Вольфа Райе и взорвутся как сверхновые , или они взрываются как сверхновые, в то время как голубые сверхгиганты . [12]

Прародителями сверхновых чаще всего являются красные сверхгиганты, и считалось, что только красные сверхгиганты могут взрываться как сверхновые. Однако SN 1987A заставила астрономов пересмотреть эту теорию, поскольку ее прародитель, Сандулек -69° 202 , был голубым сверхгигантом B3. [18] Теперь из наблюдений известно, что почти любой класс эволюционировавших звезд большой массы, включая голубые и желтые сверхгиганты, может взорваться как сверхновая, хотя теория все еще пытается объяснить, как это сделать. [19] 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, продолжительности и спектральных классов, иногда субсветящиеся, как SN 1987A, иногда сверхяркие, как многие сверхновые типа II. [20] [21] [22]

Характеристики

Спектр звезды B2.

Из-за своей чрезвычайной массы они имеют относительно короткую продолжительность жизни и наблюдаются в основном в молодых космических структурах, таких как рассеянные скопления , рукава спиральных галактик и в неправильных галактиках . Их редко наблюдают в ядрах спиральных галактик, эллиптических галактиках или шаровых скоплениях , большинство из которых, как полагают, состоят из более старых звезд, хотя недавно было обнаружено, что в ядре Млечного Пути находится несколько массивных рассеянных скоплений и связанных с ними молодых звезд. горячие звезды. [23]

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

Голубые сверхгиганты имеют быстрые звездные ветры, а самые яркие, называемые гипергигантами , имеют спектры, в которых преобладают эмиссионные линии, которые указывают на сильную потерю массы, вызванную континуумом. Голубые сверхгиганты демонстрируют в своих спектрах различное количество тяжелых элементов в зависимости от их возраста и эффективности, с которой продукты нуклеосинтеза в ядре выносятся на поверхность. Быстро вращающиеся сверхгиганты могут быть сильно перемешаны и содержать большое количество гелия и даже более тяжелых элементов, при этом в ядре все еще горит водород; эти звезды имеют спектры, очень похожие на спектры звезды Вольфа Райе. [ нужна цитата ]

Многие голубые звезды-сверхгиганты являются переменными Альфа Лебедя . [24]

В то время как звездный ветер от красного сверхгиганта плотный и медленный, ветер от голубого сверхгиганта быстрый, но редкий. Когда красный сверхгигант становится синим сверхгигантом, более быстрый ветер, который он производит, воздействует на уже испускаемый медленный ветер и заставляет вытекающее вещество конденсироваться в тонкую оболочку. В некоторых случаях можно увидеть несколько концентрических слабых оболочек в результате последовательных эпизодов потери массы, либо предыдущих синих петель стадии красного сверхгиганта, либо извержений, таких как вспышки LBV. [25]

Примеры

Рекомендации

  1. ^ Мэсси, П.; Пульс, Дж.; Паульдрах, AWA; Бресолин, Ф.; Кудрицкий, Р.П.; Саймон, Т. (2005). «Физические свойства и эффективная температурная шкала звезд O-типа как функция металличности. II. Анализ еще 20 звезд Магелланова облака и результаты из полной выборки». Астрофизический журнал . 627 (1): 477–519. arXiv : astro-ph/0503464 . Бибкод : 2005ApJ...627..477M. дои : 10.1086/430417. S2CID  18172086.
  2. ^ abc Юдже, Кутлуай (1 января 2005 г.). «Спектральный анализ 4 Lacertae и ν Cephei». Балтийская астрономия . 14 : 51–82. Бибкод :2005БалтА..14...51Г. ISSN  1021-6766.
  3. ^ Бургос, А. де; Симон-Диас, С.; Леннон, диджей; Дорда, Р.; Негеруэла, И.; Урбанеха, Массачусетс; Патрик, ЛР; Эрреро, А. (01 ноября 2020 г.). «Спектроскопическое исследование высокого разрешения массивных синих и красных сверхгигантов в Персее OB1 - I. Определение выборки, принадлежности и кинематики». Астрономия и астрофизика . 643 : А116. arXiv : 2008.13299 . Бибкод : 2020A&A...643A.116D. дои : 10.1051/0004-6361/202039019. ISSN  0004-6361.
  4. ^ аб Вагл, Гурурадж А.; Рэй, Алак; Рагху, Адарш (май 2020 г.). «Прародители сверхновых типа IIP. III. Отношение синих и красных сверхгигантов в моделях с низкой металличностью и конвективным выбросом». Астрофизический журнал . 894 (2): 118. arXiv : 2004.14419 . Бибкод : 2020ApJ...894..118W. дои : 10.3847/1538-4357/ab8bd5 . ISSN  0004-637X.
  5. ^ Гордон, Майкл С.; Хамфрис, Роберта М. (декабрь 2019 г.). «Красные сверхгиганты, желтые гипергиганты и эволюция после RSG». Галактики . 7 (4): 92. arXiv : 2009.05153 . Бибкод : 2019Galax...7...92G. дои : 10.3390/galaxies7040092 . ISSN  2075-4434.
  6. ^ Вамватира-Наку, К.; Хуцемекерс, Д.; Ройер, П.; Назе, Ю.; Магейн, П.; Экстер, К.; Велкенс, К.; Грёневеген, М.а. Т. (01.09.2013). «Визуализация Гершеля и спектроскопия туманности вокруг светящейся синей переменной звезды WRAY 15-751». Астрономия и астрофизика . 557 : А20. arXiv : 1307.0759 . Бибкод : 2013A&A...557A..20В. дои : 10.1051/0004-6361/201321853. ISSN  0004-6361.
  7. ^ Менон, Атира; Эрколино, Андреа; Урбанеха, Мигель А.; Леннон, Дэниел Дж.; Эрреро, Артемио; Хираи, Рёске; Лангер, Норберт; Шутемейер, Абель; Хацопулос, Эммануил; Франк, Юхан; Шибер, Сагив (март 2024 г.). «Доказательства эволюционировавших звездных двойных слияний в наблюдаемых голубых сверхгигантах B-типа». Письма астрофизического журнала . 963 (2): Л42. Бибкод : 2024ApJ...963L..42M. дои : 10.3847/2041-8213/ad2074 . ISSN  2041-8205.
  8. ^ Аб Коберлейн, Брайан (26 марта 2024 г.). «Слияние звезд может привести к образованию голубых сверхгигантов». Вселенная сегодня . Проверено 28 марта 2024 г.
  9. ^ Соуэлл, младший; Триппе, М.; Кабальеро-Ньевес, С.М.; Хоук, Н. (18 июля 2007 г.). «HR-диаграммы на основе HD-звезд в спектральном каталоге Мичигана и каталоге Hipparcos». Астрономический журнал . 134 (3): 1089. Бибкод : 2007AJ....134.1089S. дои : 10.1086/520060. ISSN  1538-3881.
  10. ^ Беллинджер, граф Патрик; де Минк, Сельма Э.; ван Россем, Уолтер Э.; Джастэм, Стивен (2024). «Потенциал астеросейсмологии для решения проблемы голубых сверхгигантов». Астрофизический журнал . 967 (2): Л39. arXiv : 2311.00038 . Бибкод : 2024ApJ...967L..39B. дои : 10.3847/2041-8213/ad4990 .
  11. ^ Галактика v23n06 (1965 08).
  12. ^ аб Жорж Мейне; Кирилл Георгий; Рафаэль Хирши; Андре Медер; Фил Мэсси; Норберт Пшибилла; Фернанда Ниева (2011). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа-Райе: перспектива одной массивной звезды». Бюллетень Королевского общества наук Льежа . 80 (39): 266–278. arXiv : 1101.5873 . Бибкод : 2011BSRSL..80..266M.
  13. ^ Эггенбергер, П.; Мейне, Г.; Медер, А. (2009). «Моделирование массивных звезд с потерей массы». Коммуникации в астеросейсмологии . 158 : 87. Бибкод : 2009CoAst.158...87E.
  14. ^ Орилья, Л.; Голдадер, доктор медицинских наук; Лейтерер, К.; Шерер, Д.; Олива, Э. (1999). «Моделирование эволюционного синтеза особенностей красных сверхгигантов в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 514 (1): 96–108. arXiv : astro-ph/9810017 . Бибкод : 1999ApJ...514...96O. дои : 10.1086/306937. S2CID  14757900.
  15. ^ Ньюджент; Филип Мэсси; Брайан Скиф; Жорж Мейне (2012). «Желтые и красные сверхгиганты в Большом Магеллановом Облаке». Астрофизический журнал . 749 (2): 177. arXiv : 1202.4225 . Бибкод : 2012ApJ...749..177N. дои : 10.1088/0004-637X/749/2/177. S2CID  119180846.
  16. ^ Медер, А.; Мейне, Г. (2001). «Звездная эволюция с вращением. VII». Астрономия и астрофизика . 373 (2): 555–571. arXiv : astro-ph/0105051 . Бибкод : 2001A&A...373..555M. дои : 10.1051/0004-6361:20010596. S2CID  18125436.
  17. ^ Стотерс, РБ; Чин, CW (2001). «Желтые гипергиганты как динамически нестабильные пост-красные звезды-сверхгиганты». Астрофизический журнал . 560 (2): 934. Бибкод : 2001ApJ...560..934S. дои : 10.1086/322438 . hdl : 2060/20010083764 .
  18. ^ Смит, Н.; Иммлер, С.; Вейлер, К. (2007). «Галактические близнецы туманности вокруг SN 1987A: намекает на то, что LBVS могут быть прародителями сверхновых». Материалы конференции AIP . Том. 937. стр. 163–170. arXiv : 0705.3066 . doi : 10.1063/1.2803557 (неактивен 31 мая 2024 г.). S2CID  18799766. {{cite book}}: |journal=игнорируется ( помощь )CS1 maint: DOI inactive as of May 2024 (link)
  19. ^ Гал-Ям, А.; Леонард, округ Колумбия (2009). «Массивная звезда-гипергигант как прародительница сверхновой SN 2005gl» (PDF) . Природа . 458 (7240): 865–867. Бибкод : 2009Natur.458..865G. дои : 10.1038/nature07934. PMID  19305392. S2CID  4392537. Архивировано из оригинала (PDF) 3 марта 2016 г. Проверено 28 августа 2015 г.
  20. ^ Мауэрхан; Натан Смит; Алексей Филиппенко; Кайл Бланшар; Питер Бланшар; Каспер; Брэдли Ценко; Клубб; 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 . Бибкод : 2013AAS...22123303M. дои : 10.1093/mnras/stt009 . S2CID  119087896.
  21. ^ Клейзер, И.; Познанский, Д.; Касен, Д.; и другие. (2011). «Особенная сверхновая типа II 2000cb». Бюллетень Американского астрономического общества . 43 : 33726. Бибкод : 2011AAS...21733726K.
  22. ^ Георгий, К. (2012). «Желтые сверхгиганты как прародители сверхновых: признак сильной потери массы красных сверхгигантов?». Астрономия и астрофизика . 538 : L8 – L2. arXiv : 1111.7003 . Бибкод : 2012A&A...538L...8G. дои : 10.1051/0004-6361/201118372. S2CID  55001976.
  23. ^ Фигер, Д.Ф.; Ким, СС; Моррис, М.; Серабин, Э.; Рич, РМ; Маклин, И.С. (1999). «Наблюдения массивных звездных скоплений вблизи галактического центра с помощью космического телескопа Хаббл/NICMOS» (PDF) . Астрофизический журнал . 525 (2): 750. arXiv : astro-ph/9906299 . Бибкод : 1999ApJ...525..750F. дои : 10.1086/307937. S2CID  16833191.
  24. ^ Сайо, Х.; Георгий, К.; Мейне, Г. (2013). «Нестабильность странного режима для микроизменений светящихся синих переменных». Прогресс физики Солнца и звезд: новая эра в гелио- и астеросейсмологии. Материалы семинара Фудзихара, состоявшегося 25–29 ноября . Серия конференций Астрономического общества Тихоокеанского региона. Том. 479. с. 47. arXiv : 1305.4728 . Бибкод : 2013ASPC..479...47S.
  25. ^ Чицу, С.М.; Лангер, Н.; Ван Марл, AJ; Гарсиа-Сегура, Г.; Хегер, А. (2008). «Множественные кольцевые туманности вокруг голубых сверхгигантов». Астрономия и астрофизика . 488 (2): L37. arXiv : 0807.3049 . Бибкод : 2008A&A...488L..37C. дои : 10.1051/0004-6361:200810087. S2CID  58896016.
  26. ^ «Денеб | Синий сверхгигант, созвездие Лебедя и Альфа Лебедя | Британника» . www.britanica.com . Проверено 19 марта 2024 г.