Звезда O-типа — это горячая, сине-белая звезда спектрального типа O в системе классификации Йеркса , используемой астрономами . Они имеют температуру свыше 30 000 кельвинов (К). Звезды этого типа имеют сильные линии поглощения ионизированного гелия, сильные линии других ионизированных элементов, а также линии водорода и нейтрального гелия, более слабые, чем спектральный тип B.
Звезды этого типа очень редки, но поскольку они очень яркие, их можно увидеть на больших расстояниях; из 90 самых ярких звезд, видимых с Земли , 4 относятся к типу O. [a] Из-за своей большой массы звезды O-типа заканчивают свою жизнь довольно быстро в мощных взрывах сверхновых , приводящих к образованию черных дыр или нейтронных звезд . Большинство этих звезд являются молодыми массивными звездами главной последовательности , гигантами или сверхгигантами , но также и некоторыми центральными звездами планетарных туманностей , старыми звездами малой массы, находящимися в конце своей жизни, которые обычно имеют спектры, подобные O.
Звезды O-типа обычно встречаются в областях активного звездообразования , таких как спиральные рукава спиральной галактики или пара галактик, претерпевающих столкновение и слияние (например, галактики Антенны ). Эти звезды освещают любой окружающий материал и в значительной степени ответственны за отчетливую голубовато-белую и розовую окраску рукавов галактики. Кроме того, звезды O-типа часто встречаются в системах с несколькими звездами , где их эволюцию сложнее предсказать из-за переноса массы и возможности взрыва звезд-компонентов как сверхновых в разное время.
Звезды O-типа классифицируются по относительной силе определенных спектральных линий. [1] Ключевыми линиями являются заметные линии He + при 454,1 нм и 420,0 нм, которые варьируются от очень слабых в O9,5 до очень сильных в O2–O7, и линии He 0 при 447,1 нм и 402,6 нм, которые варьируются от отсутствующих в O2/3 до заметных в O9,5. Класс O7 определяется, когда линии He + 454,1 нм и He 0 447,1 нм имеют одинаковую силу. Самые горячие звезды O-типа имеют настолько слабые нейтральные линии He, что их необходимо разделить по относительной силе линий N 2+ и N 3+ . [2]
Классы светимости звезд O-типа назначаются по относительной силе линий излучения He + и определенных линий ионизированного азота и кремния . Они обозначаются суффиксом "f" в спектральном типе, где "f" само по себе указывает на излучение N 2+ и He + , "(f)" означает, что излучение He слабое или отсутствует, "((f))" означает, что излучение N слабое или отсутствует, "f*" указывает на добавление очень сильного излучения N 3+ , а "f+" на наличие излучения Si 3+ . Класс светимости V, звезды главной последовательности, обычно имеют слабые или отсутствующие линии излучения, при этом гиганты и сверхгиганты демонстрируют увеличение силы линий излучения. В O2–O4 различие между звездами главной последовательности и сверхгигантами узкое и может даже не отражать истинную светимость или эволюционные различия. В промежуточных классах O5–O8 различие между главной последовательностью "O((f))", гигантами "O(f)" и сверхгигантами "Of" четко определено и представляет собой определенное увеличение светимости. Возрастающая сила излучения Si 3+ также является индикатором увеличения светимости, и это является основным средством назначения классов светимости поздним звездам типа O. [3]
Звезды типов O3-O8 классифицируются как подтип класса светимости "Vz", если они имеют особенно сильную линию ионизированного гелия 468,6 нм. Считается, что наличие линии указывает на экстремальную молодость; "z" означает нулевой возраст. [4]
Чтобы помочь с классификацией звезд O-типа, для большинства определенных типов перечислены стандартные примеры. В следующей таблице приведена одна из стандартных звезд для каждого спектрального типа. В некоторых случаях стандартная звезда не была определена. Для спектральных типов O2 - O5.5 сверхгиганты не делятся на подтипы Ia / Iab / Ib: Спектральные типы субгигантов не определены для типов O2, O2.5 или O3. Классы светимости ярких гигантов не определены для звезд горячее O6. [5]
Звезды O-типа горячие и яркие. Они имеют характерные температуры поверхности в диапазоне от 30 000 до 52 000 К , излучают интенсивный ультрафиолетовый («актинический») свет и поэтому выглядят в видимом спектре как голубовато-белые. Из-за их высоких температур светимость звезд главной последовательности O-типа варьируется от 10 000 до примерно 1 000 000 солнечных, гигантов — от 100 000 до более 1 000 000 солнечных, а сверхгигантов — от примерно 200 000 до нескольких миллионов солнечных, хотя их массы не превышают примерно 200 M ☉ . [6]
Другие звезды в том же температурном диапазоне включают редкие субкарликовые звезды O-типа ( sdO ), центральные звезды планетарных туманностей (CSPNe) и белые карлики . Белые карлики имеют свою собственную схему спектральной классификации, но многие CSPNe имеют спектры O-типа. Даже эти небольшие маломассивные субкарлики и CSPNe имеют светимости в несколько сотен или нескольких тысяч раз больше, чем у Солнца. Звезды типа sdO обычно имеют несколько более высокие температуры, чем массивные звезды O-типа, до 100 000 К. [7]
Звезды O-типа представляют собой самые большие массы звезд на главной последовательности. Самые холодные из них имеют начальные массы примерно в 16 раз больше массы Солнца. [8] Неясно, каким будет верхний предел массы звезды O-типа. На уровнях солнечной металличности звезды не должны образовываться с массами выше 120–150 M ☉ , но при более низкой металличности этот предел намного выше. Звезды O-типа образуют лишь малую часть звезд главной последовательности, и подавляющее большинство из них находятся ближе к нижнему концу диапазона масс. Самые массивные и самые горячие типы O3 и O2 чрезвычайно редки, были определены только в 1971 [9] и 2002 [2] соответственно, и в общей сложности известно лишь несколько из них. Гигантские и сверхгигантские звезды несколько менее массивны, чем самые массивные звезды O-типа главной последовательности из-за потери массы, но все еще относятся к самым массивным известным звездам.
Скорость формирования звезд класса O нельзя наблюдать напрямую, но можно вывести начальные функции массы (IMF), которые моделируют наблюдения существующих звездных популяций и особенно молодых звездных скоплений. В зависимости от выбранного IMF звезды класса O образуются со скоростью одна на несколько сотен звезд главной последовательности. [10] Поскольку светимость этих звезд увеличивается непропорционально их массе, они имеют соответственно более короткую продолжительность жизни. Самые массивные проводят менее миллиона лет на главной последовательности и взрываются как сверхновые через три или четыре миллиона лет. Наименее светящиеся звезды O-типа могут оставаться на главной последовательности около 10 миллионов лет, но медленно остывают в течение этого времени и становятся ранними звездами B-типа. Ни одна массивная звезда не остается со спектральным классом O более 5–6 миллионов лет. [6] [8] Хотя звезды sdO и CSPNe являются маломассивными звездами возрастом в миллиарды лет, время, проведенное в этой фазе их жизни, чрезвычайно коротко, порядка 10 000 000 лет. [11] Современную функцию масс можно наблюдать непосредственно, и в окрестностях Солнца менее одной из 2 000 000 звезд принадлежит классу O. По разным оценкам, от 0,00003% (0,00002%, если включить белых карликов) до 0,00005% звезд принадлежат к классу O. [12] [13]
Было подсчитано, что в Млечном Пути насчитывается около 20 000 массивных звезд O-типа. Звезды O-типа с малой массой sdO и CSPNe, вероятно, более распространены, хотя они менее яркие и, следовательно, их труднее обнаружить. Несмотря на их короткую продолжительность жизни, они считаются нормальными стадиями эволюции обычных звезд, лишь немного более массивных, чем Солнце.
Звезды главной последовательности O-типа питаются ядерным синтезом , как и все звезды главной последовательности. Однако большая масса звезд O-типа приводит к чрезвычайно высоким температурам ядра . При этих температурах водородный синтез с циклом CNO доминирует в производстве энергии звезды и потребляет ее ядерное топливо с гораздо большей скоростью, чем звезды с малой массой, которые синтезируют водород преимущественно с помощью протон-протонного цикла . Интенсивное количество энергии, генерируемое звездами O-типа, не может достаточно эффективно излучаться из их ядер, и, следовательно, их ядра имеют энергичный конвективный поток. Лучистые зоны звезд O-типа находятся между ядром и фотосферой . Это смешивание материала ядра в верхних слоях часто усиливается быстрым вращением и оказывает драматическое влияние на эволюцию звезд O-типа. Они начинают медленно расширяться и проявлять гигантские или сверхгигантские характеристики, все еще сжигая водород в своих ядрах, затем могут оставаться голубыми сверхгигантами большую часть времени во время горения гелиевого ядра. [8] [b]
Звезды типа "sdO" и типа CSPNe имеют существенно различную структуру. Хотя у них есть широкий спектр отличительных характеристик, не до конца понятно, как они все формируются и развиваются; считается, что у них есть вырожденные ядра, которые в конечном итоге будут раскрыты как белый карлик. До этого материал снаружи этого ядра в основном состоит из гелия с тонким слоем водорода, который быстро теряется из-за сильного звездного ветра. У этого типа звезд может быть несколько различных источников происхождения, но по крайней мере у некоторых из них есть внутренний слой, похожий на оболочку, где плавится гелий. Это горение оболочки увеличивает ядро и обеспечивает энергию для высокой светимости этих маленьких звезд. [14]
В жизненном цикле звезд О-типа различная металличность и скорость вращения вносят значительные изменения в их эволюцию, но основы остаются теми же. [8]
Звезды O-типа почти сразу начинают медленно двигаться от главной последовательности нулевого возраста, постепенно становясь холоднее и немного более яркими. Хотя их можно охарактеризовать спектроскопически как гигантов или сверхгигантов, они продолжают сжигать водород в своих ядрах в течение нескольких миллионов лет и развиваются совсем иначе, чем звезды с малой массой, такие как Солнце. Большинство звезд главной последовательности O-типа будут развиваться более или менее горизонтально на диаграмме HR в сторону более низких температур, от «актиничного» фиолетового до синего, становясь синими сверхгигантами. Возгорание гелия в ядре происходит плавно по мере расширения и охлаждения звезд. Существует ряд сложных фаз в зависимости от точной массы звезды и других начальных условий, но звезды O-типа с самой низкой массой в конечном итоге превратятся в красных сверхгигантов , все еще сжигая гелий в своих ядрах. Если они сначала не взорвутся как сверхновая, то затем они потеряют свои внешние слои и снова станут горячее, иногда проходя через ряд синих петель , прежде чем, наконец, достигнут стадии Вольфа-Райе .
Более массивные звезды, изначально звезды главной последовательности, горячее, чем примерно O9, никогда не становятся красными сверхгигантами, потому что сильная конвекция и высокая светимость слишком быстро сдувают внешние слои. Звезды массой 25–60 M ☉ могут стать желтыми гипергигантами, прежде чем взорваться как сверхновая или вернуться к более высоким температурам. Выше примерно 60 M ☉ звезды O-типа эволюционируют через короткую фазу голубого гипергиганта или яркой голубой переменной непосредственно к звездам Вольфа–Райе. Самые массивные звезды O-типа развивают спектральный тип WNLh, поскольку они начинают конвектировать материал из ядра к поверхности, и это самые яркие звезды из существующих.
Звезды с малой и средней массой стареют совершенно по-разному, проходя через фазы красного гиганта , горизонтальной ветви , асимптотической ветви гигантов (AGB) и затем фазы после AGB . Эволюция после AGB обычно включает в себя драматическую потерю массы, иногда оставляя планетарную туманность и оставляя все более горячую обнаженную звездную внутренность. Если остается достаточно гелия и водорода, эти небольшие, но чрезвычайно горячие звезды имеют спектр O-типа. Они повышают температуру до тех пор, пока не прекратится горение оболочки и потеря массы, затем они остывают, превращаясь в белых карликов.
При определенных массах или химическом составе, или, возможно, в результате двойных взаимодействий, некоторые из этих звезд с меньшей массой становятся необычно горячими во время горизонтальной ветви или фаз AGB . Причин может быть несколько, не до конца понятных, включая звездные слияния или очень поздние тепловые импульсы, повторно зажигающие звезды после AGB. Они выглядят как очень горячие звезды OB, но только умеренно яркие и ниже главной последовательности. Существуют как горячие субкарлики O (sdO), так и B (sdB), хотя они могут развиваться совершенно по-разному. Звезды типа sdO имеют довольно нормальные спектры O, но светимости всего лишь примерно в тысячу раз больше, чем у Солнца.
Звезды O-типа редки, но ярки, поэтому их легко обнаружить, и существует множество примеров, наблюдаемых невооруженным глазом.
Звезды главной последовательности O-типа, как правило, появляются в рукавах спиральных галактик. Это происходит потому, что по мере того, как спиральный рукав движется в пространстве, он сжимает любые молекулярные облака на своем пути. Первоначальное сжатие этих молекулярных облаков приводит к образованию звезд, некоторые из которых являются звездами O- и B-типа . Кроме того, поскольку эти звезды имеют более короткую продолжительность жизни, они не могут перемещаться на большие расстояния перед своей смертью и поэтому остаются в спиральном рукаве, в котором они образовались, или относительно близко к нему. С другой стороны, менее массивные звезды живут дольше и, таким образом, встречаются по всему галактическому диску , в том числе между спиральными рукавами.
Звездные ассоциации — это группы звезд, которые гравитационно не связаны с самого начала своего формирования. Звезды в звездных ассоциациях удаляются друг от друга так быстро, что гравитационные силы не могут удерживать их вместе. В молодых звездных ассоциациях большая часть света исходит от звезд O- и B-типа, поэтому такие ассоциации называются ассоциациями OB .
Рождение звезды O-типа в молекулярном облаке оказывает разрушительное воздействие на облако, но также может спровоцировать образование новых звезд. Звезды O-типа испускают обильное количество ультрафиолетового излучения, которое ионизирует газ в облаке и отталкивает его. [15] Звезды O-типа также имеют мощные звездные ветры со скоростью в тысячи километров в секунду, которые могут выдуть пузырь в молекулярном облаке вокруг звезды. [16] Звезды O-типа взрываются как сверхновые, когда они умирают, высвобождая огромное количество энергии, способствуя разрушению молекулярного облака. [17] Эти эффекты рассеивают оставшийся молекулярный материал в области звездообразования, в конечном итоге останавливая рождение новых звезд и, возможно, оставляя после себя молодое рассеянное скопление .
Тем не менее, до того, как облако будет разрушено, подметание материала расширяющимся пузырем (называемым сбором и коллапсом ) или сжатие существующих облачков (называемое радиационным имплозией ) может привести к рождению новых звезд. Доказательства вызванного звездообразования были обнаружены в ряде областей звездообразования, таких как Цефей B и туманность Хобот Слона (где на него может приходиться 14–25% образовавшихся звезд). [18] [19]
