stringtranslate.com

Голубой сверхгигант

Голубой сверхгигант ( BSG ) — это горячая, яркая звезда , часто называемая OB- сверхгигантом . Обычно их относят к звездам с классом светимости I и спектральным классом B9 или более ранним, [1] хотя иногда сверхгиганты класса A также считаются голубыми сверхгигантами. [2] [3] [4]

Голубые сверхгиганты находятся в верхнем левом углу диаграммы Герцшпрунга-Рассела , выше и правее главной последовательности. По аналогии с ветвью красных гигантов для звезд с малой массой , эта область также называется ветвью голубых гигантов . [2] Они больше Солнца , но меньше красного сверхгиганта , с температурой поверхности 10 000–50 000 К и светимостью от примерно 10 000 до миллиона раз больше, чем у Солнца. Чаще всего они представляют собой эволюционную фазу между массивными звездами главной последовательности , в которых происходит слияние водорода , и красными сверхгигантами, в которых происходит слияние гелия, [4] [5] [6] хотя новые исследования показывают, что они могут быть результатом слияний звезд . [7] [8]

Большинство сверхгигантов также являются голубыми (B-типа) сверхгигантами; голубые сверхгиганты от классов O9.5 до B2 встречаются даже чаще, чем их аналоги главной последовательности. [9] Наблюдается больше голубых сверхгигантов после главной последовательности, чем ожидается из теоретических моделей, которые ожидают, что голубые сверхгиганты будут недолговечными. Это приводит к проблеме голубых сверхгигантов , хотя необычные звездные внутренности (например, более горячие голубые сверхгиганты с большими ядрами, в которых происходит слияние водорода, и более холодные с меньшими ядрами, в которых происходит слияние гелия) могут это объяснить. [10]

Формирование

Ригель и освещаемая им туманность IC 2118 .

Когда-то считалось, что голубые сверхгиганты возникли в результате «питания» межзвездной средой , когда звезды проходили через межзвездные пылевые облака, [11] [8], хотя в настоящее время общепринятым является мнение, что голубые сверхгиганты — это эволюционировавшие звезды большой массы, более крупные и яркие, чем звезды главной последовательности . Звезды O-типа и ранние звезды B-типа с начальными массами около 10–300  M ☉ эволюционируют от главной последовательности всего за несколько миллионов лет, поскольку их водород потребляется, а тяжелые элементы (с атомными числами 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 до стадии сверхгиганта происходит, когда водород в ядре звезды истощается и начинается горение водородной оболочки, но это также может быть вызвано тем, что тяжелые элементы выносятся на поверхность конвекцией и потерей массы из-за увеличения давления излучения. [13]

Голубые сверхгиганты недавно эволюционировали из главной последовательности, имеют чрезвычайно высокую светимость, высокие скорости потери массы и, как правило, нестабильны. Многие из них становятся светящимися голубыми переменными (LBV) с эпизодами экстремальной потери массы. Голубые сверхгиганты с меньшей массой продолжают расширяться, пока не станут красными сверхгигантами. В процессе 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 с большей массой сдувают свои внешние атмосферы и эволюционируют обратно в голубые сверхгиганты и, возможно, далее в звезды Вольфа-Райе. [14] [15] В зависимости от точной массы и состава красного сверхгиганта, он может выполнить несколько голубых петель, прежде чем либо взорваться как сверхновая типа II , либо, наконец, сбросить достаточно своих внешних слоев, чтобы снова стать голубым сверхгигантом, менее ярким, чем в первый раз, но более нестабильным. [16] Если такая звезда сможет пройти через желтую эволюционную пустоту, ожидается, что она станет одной из LBV с низкой светимостью. [17]

Самые массивные голубые сверхгиганты слишком яркие, чтобы удерживать обширную атмосферу, и они никогда не расширяются в красного сверхгиганта. Разделительная линия составляет примерно 40  M ☉ , хотя самые холодные и крупные красные сверхгиганты развиваются из звезд с начальной массой 15–25  M ☉ . Неясно, могут ли более массивные голубые сверхгиганты потерять достаточно массы, чтобы безопасно эволюционировать в старости как звезда Вольфа Райе и, наконец, белый карлик, или они достигают стадии Вольфа Райе и взрываются как сверхновые , или они взрываются как сверхновые, будучи голубыми сверхгигантами. [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, Sanduleak -69° 202 , был голубым сверхгигантом B3. [18] Теперь из наблюдений известно, что почти любой класс эволюционировавших массивных звезд, включая голубые и желтые сверхгиганты, может взорваться как сверхновая, хотя теория все еще пытается объяснить, как именно это происходит в деталях. [19] В то время как большинство сверхновых имеют относительно однородный тип II-P и производятся красными сверхгигантами, синие сверхгиганты, как наблюдалось, производят сверхновые с широким диапазоном светимости, продолжительности и спектральных типов, иногда субяркие, как SN 1987A, иногда сверхяркие, как многие сверхновые типа IIn. [20] [21] [22]

Характеристики

Спектр звезды B2.

Из-за их экстремальных масс они имеют относительно короткую продолжительность жизни и в основном наблюдаются в молодых космических структурах, таких как открытые скопления , рукава спиральных галактик и в неправильных галактиках . Они редко наблюдаются в ядрах спиральных галактик, эллиптических галактиках или шаровых скоплениях , большинство из которых, как полагают, состоят из более старых звезд, хотя недавно было обнаружено, что ядро ​​Млечного Пути является домом для нескольких массивных открытых скоплений и связанных с ними молодых горячих звезд. [23]

Самый известный пример — Ригель , самая яркая звезда в созвездии Ориона . Ее масса примерно в 20 раз больше массы Солнца, а ее 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. [ необходима цитата ]

Голубые сверхгиганты имеют быстрые звездные ветры, а самые яркие, называемые гипергигантами , имеют спектры, в которых доминируют эмиссионные линии, указывающие на сильную потерю массы, вызванную континуумом. Голубые сверхгиганты показывают различные количества 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 показывать высокие пропорции гелия и даже более тяжелых элементов, при этом все еще сжигая водород в ядре; эти звезды показывают спектры, очень похожие на звезды Вольфа-Райе. [ необходима цитата ]

Многие голубые сверхгиганты являются переменными типа Альфа Лебедя . [24]

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

Примеры

Ссылки

  1. ^ Massey, P.; Puls, J.; Pauldrach, AWA; Bresolin, F.; Kudritzki, RP; Simon, T. (2005). «Физические свойства и эффективная температурная шкала звезд O-типа как функция металличности. II. Анализ еще 20 звезд Магеллановых облаков и результаты из полной выборки». The Astrophysical Journal . 627 (1): 477–519. arXiv : astro-ph/0503464 . Bibcode :2005ApJ...627..477M. doi :10.1086/430417. S2CID  18172086.
  2. ^ abcd Yüce, Kutluay (2005-01-01). "Спектральный анализ 4 Lacertae и ν Cephei". Baltic Astronomy . 14 : 51–82. Bibcode :2005BaltA..14...51Y. ISSN  1021-6766.
  3. ^ Burgos, A. de; Simon-Díaz, S.; Lennon, DJ; Dorda, R.; Negueruela, I.; Urbaneja, MA; Patrick, LR; Herrero, A. (2020-11-01). "Высокоразрешающее спектроскопическое исследование массивных синих и красных сверхгигантов в Perseus OB1 - I. Определение выборки, принадлежности и кинематики". Astronomy & Astrophysics . 643 : A116. arXiv : 2008.13299 . Bibcode :2020A&A...643A.116D. doi :10.1051/0004-6361/202039019. ISSN  0004-6361.
  4. ^ ab Wagle, Gururaj A.; Ray, Alak; Raghu, Adarsh ​​(май 2020 г.). «Прародители сверхновых типа IIP. III. Отношение синего к красному сверхгиганту в моделях с низкой металличностью и конвективным выбросом». The Astrophysical Journal . 894 (2): 118. arXiv : 2004.14419 . Bibcode : 2020ApJ...894..118W. doi : 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». Galaxies . 7 (4): 92. arXiv : 2009.05153 . Bibcode :2019Galax...7...92G. doi : 10.3390/galaxies7040092 . ISSN  2075-4434.
  6. ^ Vamvatira-Nakou, C.; Hutsemékers, D.; Royer, P.; Nazé, Y.; Magain, P.; Exter, K.; Waelkens, C.; Groenewegen, M. a. T. (2013-09-01). "Herschel imaging and spectroscopy of the nebula around the luminous blue variable star WRAY 15-751". Astronomy & Astrophysics . 557 : A20. arXiv : 1307.0759 . Bibcode :2013A&A...557A..20V. doi :10.1051/0004-6361/201321853. ISSN  0004-6361.
  7. ^ Menon, Athira; Ercolino, Andrea; Urbaneja, Miguel A.; Lennon, Daniel J.; Herrero, Artemio; Hirai, Ryosuke; Langer, Norbert; Schootemeijer, Abel; Chatzopoulos, Emmanouil; Frank, Juhan; Shiber, Sagiv (март 2024 г.). "Доказательства эволюционировавших двойных слияний звезд в наблюдаемых голубых сверхгигантах B-типа". The Astrophysical Journal Letters . 963 (2): L42. Bibcode : 2024ApJ...963L..42M. doi : 10.3847/2041-8213/ad2074 . ISSN  2041-8205.
  8. ^ ab Коберлейн, Брайан (2024-03-26). «Слияние звезд может привести к появлению голубых сверхгигантов». Вселенная сегодня . Получено 2024-03-28 .
  9. ^ Соуэлл, Дж. Р.; Трипп, М.; Кабальеро-Ньевес, С. М.; Хоук, Н. (18 июля 2007 г.). «Диаграммы HR на основе звезд HD в Мичиганском спектральном каталоге и каталоге Hipparcos». The Astronomical Journal . 134 (3): 1089. Bibcode : 2007AJ....134.1089S. doi : 10.1086/520060. ISSN  1538-3881.
  10. ^ Беллинджер, Эрл Патрик; де Минк, Сельма Э.; ван Россем, Уолтер Э.; Джастхэм, Стивен (2024). «Потенциал астросейсмологии для решения проблемы голубых сверхгигантов». The Astrophysical Journal . 967 (2): L39. arXiv : 2311.00038 . Bibcode : 2024ApJ...967L..39B. doi : 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.; Мейнет, Г.; Мейдер, А. (2009). «Моделирование массивных звезд с потерей массы». Сообщения по астросейсмологии . 158 : 87. Bibcode : 2009CoAst.158...87E.
  14. ^ Origlia, L.; Goldader, JD; Leitherer, C.; Schaerer, D.; Oliva, E. (1999). «Моделирование эволюционного синтеза особенностей красных сверхгигантов в ближнем инфракрасном диапазоне». The Astrophysical Journal . 514 (1): 96–108. arXiv : astro-ph/9810017 . Bibcode : 1999ApJ...514...96O. doi : 10.1086/306937. S2CID  14757900.
  15. ^ Нейджент; Филип Мэсси; Брайан Скифф; Жорж Мейне (2012). «Желтые и красные сверхгиганты в Большом Магеллановом Облаке». The Astrophysical Journal . 749 (2): 177. arXiv : 1202.4225 . Bibcode : 2012ApJ...749..177N. doi : 10.1088/0004-637X/749/2/177. S2CID  119180846.
  16. ^ Maeder, A.; Meynet, G. (2001). «Звездная эволюция с вращением. VII». Астрономия и астрофизика . 373 (2): 555–571. arXiv : astro-ph/0105051 . Bibcode :2001A&A...373..555M. doi :10.1051/0004-6361:20010596. S2CID  18125436.
  17. ^ Стозерс, Р. Б.; Чин, К. В. (2001). «Желтые гипергиганты как динамически нестабильные пост-красные сверхгигантские звезды». The Astrophysical Journal . 560 (2): 934. Bibcode :2001ApJ...560..934S. doi : 10.1086/322438 . hdl : 2060/20010083764 .
  18. ^ Смит, Н.; Иммлер, С.; Вайлер, К. (2007). «Галактические близнецы туманности вокруг SN 1987A: намеки на то, что LBVS могут быть предшественниками сверхновых». Труды конференции AIP . Том 937. С. 163–170. arXiv : 0705.3066 . doi : 10.1063/1.2803557 (неактивен 2024-05-31). S2CID  18799766. {{cite book}}: |journal=проигнорировано ( помощь )CS1 maint: DOI неактивен по состоянию на май 2024 г. ( ссылка )
  19. ^ Гал-Ям, А.; Леонард, Д.К. (2009). «Массивная гипергигантская звезда как прародитель сверхновой SN 2005gl» (PDF) . Nature . 458 (7240): 865–867. Bibcode :2009Natur.458..865G. doi :10.1038/nature07934. PMID  19305392. S2CID  4392537. Архивировано из оригинала (PDF) 2016-03-03 . Получено 2015-08-28 .
  20. ^ Mauerhan; ​​Nathan Smith; Alexei Filippenko; Kyle Blanchard; Peter Blanchard; Casper; Bradley Cenko; Clubb; Daniel Cohen (2012). "The Unprecedented Third Outburst of SN 2009ip: A Luminous Blue Variable Becomes a Supernova". Тезисы докладов Американского астрономического общества № 221. 221 : 233.03. arXiv : 1209.6320 . Bibcode : 2013AAS...22123303M. doi : 10.1093/mnras/stt009 . S2CID  119087896.
  21. ^ Клейзер, И.; Познански, Д.; Касен, Д.; и др. (2011). "Странная сверхновая типа II 2000cb". Бюллетень Американского астрономического общества . 43 : 33726. Bibcode : 2011AAS...21733726K.
  22. ^ Georgy, C. (2012). «Желтые сверхгиганты как предшественники сверхновых: признак сильной потери массы красными сверхгигантами?». Astronomy & Astrophysics . 538 : L8–L2. arXiv : 1111.7003 . Bibcode : 2012A&A...538L...8G. doi : 10.1051/0004-6361/201118372. S2CID  55001976.
  23. ^ Figer, DF; Kim, SS; Morris, M.; Serabyn, E.; Rich, RM; McLean, IS (1999). "Наблюдения массивных звездных скоплений вблизи Галактического центра с помощью космического телескопа Хаббл/NICMOS" (PDF) . The Astrophysical Journal . 525 (2): 750. arXiv : astro-ph/9906299 . Bibcode : 1999ApJ...525..750F. doi : 10.1086/307937. S2CID  16833191.
  24. ^ Saio, H.; Georgy, C.; Meynet, G. (2013). "Strange-Mode Instability for Micro-Variations in Luminous Blue Variables". Прогресс в физике Солнца и звезд: Новая эра в гелио- и астросейсмологии. Труды семинара Фудзихары, состоявшегося 25–29 ноября . Серия конференций астрономического общества Тихого океана. Том 479. стр. 47. arXiv : 1305.4728 . Bibcode :2013ASPC..479...47S.
  25. ^ Chiţǎ, SM; Langer, N.; Van Marle, AJ; García-Segura, G.; Heger, A. (2008). "Множественные кольцевые туманности вокруг голубых сверхгигантов". Astronomy and Astrophysics . 488 (2): L37. arXiv : 0807.3049 . Bibcode :2008A&A...488L..37C. doi :10.1051/0004-6361:200810087. S2CID  58896016.
  26. ^ Przybilla, N.; Butler, K.; Becker, SR; Kudritzki, RP (2005-09-22). "Количественная спектроскопия сверхгигантов типа BA". arXiv.org . Получено 2024-08-01 .
  27. ^ «Денеб | Синий сверхгигант, созвездие Лебедя и Альфа Лебедя | Британника» . www.britanica.com . Проверено 19 марта 2024 г.
  28. ^ Шиллер, Флориан; Пржибилла, Норберт (2007-12-01). "Количественная спектроскопия Денеба". arXiv.org . Получено 2024-08-01 .