В астрономии голубой гигант — это горячая звезда с классом светимости III ( гигант ) или II ( яркий гигант ). На стандартной диаграмме Герцшпрунга-Рассела эти звезды лежат выше и правее главной последовательности .
Термин применяется к различным звездам на разных фазах развития, все эволюционировавшие звезды, которые вышли из главной последовательности, но не имеют ничего общего, поэтому голубой гигант просто относится к звездам в определенной области диаграммы HR, а не к определенному типу звезд. Они гораздо более редки, чем красные гиганты , потому что они развиваются только из более массивных и менее распространенных звезд, и потому что у них короткая жизнь на стадии голубого гиганта.
Поскольку звезды O-типа и B-типа с гигантской светимостью часто несколько более яркие, чем их обычные аналоги главной последовательности с такими же температурами, и поскольку многие из этих звезд находятся относительно близко к Земле в галактической шкале Млечного Пути, многие яркие звезды на ночном небе являются примерами голубых гигантов, включая Бета Центавра (B1III); Мимоза (B0.5III); Беллатрикс (B2III); Эпсилон Большого Пса (B2II); и Альфа Волка (B1.5III) и другие.
Название «голубой гигант» иногда ошибочно применяется к другим массивным ярким звездам, таким как звезды главной последовательности, просто потому, что они большие и горячие. [1]
Голубой гигант — это не строго определенный термин, и он применяется к широкому спектру различных типов звезд. Их объединяет умеренное увеличение размера и светимости по сравнению со звездами главной последовательности той же массы или температуры, и они достаточно горячие, чтобы называться голубыми, имея в виду спектральный класс O, B, а иногда и ранний A. Их температура превышает около 10 000 K, и они имеют массу нулевого возраста главной последовательности (ZAMS), превышающую примерно вдвое массу Солнца ( M ☉ ), и абсолютную величину около 0 или ярче. Эти звезды всего в 5–10 раз больше радиуса Солнца ( R ☉ ), по сравнению с красными гигантами, которые достигают 300 R ☉ .
Самые холодные и наименее яркие звезды, называемые голубыми гигантами, находятся на горизонтальной ветви , это звезды промежуточной массы, которые прошли через фазу красного гиганта и теперь сжигают гелий в своих ядрах. В зависимости от массы и химического состава эти звезды постепенно перемещаются в голубые стороны, пока не исчерпают гелий в своих ядрах, а затем возвращаются в красные стороны к асимптотической ветви гигантов (AGB). Переменные звезды типа RR Лиры, обычно имеющие спектральный тип A, лежат посередине горизонтальной ветви. Звезды горизонтальной ветви, более горячие, чем зазор RR Лиры, обычно считаются голубыми гигантами, и иногда сами звезды типа RR Лиры называются голубыми гигантами, несмотря на то, что некоторые из них относятся к классу F. [2] Самые горячие звезды, звезды голубой горизонтальной ветви (BHB), называются звездами крайней горизонтальной ветви (EHB) и могут быть горячее звезд главной последовательности той же светимости. В этих случаях их называют звездами голубого субкарлика (sdB), а не голубыми гигантами, получив такое название из-за их положения слева от главной последовательности на диаграмме HR, а не из-за их повышенной светимости и температуры по сравнению с тем временем, когда они сами были звездами главной последовательности. [3]
Для гигантских звезд нет строгих верхних пределов, но ранние типы O становится все труднее классифицировать отдельно от звезд главной последовательности и сверхгигантов, они имеют почти идентичные размеры и температуры со звездами главной последовательности, из которых они развиваются, и очень короткую продолжительность жизни. Хорошим примером является звезда Пласкетта , тесная двойная система, состоящая из двух гигантов типа O, оба более 50 M ☉ , температуры более 30 000 K и более чем в 100 000 раз превышающие светимость Солнца ( L ☉ ). Астрономы до сих пор расходятся во мнениях о том, следует ли классифицировать хотя бы одну из звезд как сверхгиганта, основываясь на тонких различиях в спектральных линиях. [4]
Звезды, находящиеся в области голубых гигантов на диаграмме HR, могут находиться на самых разных стадиях своей жизни, но все они представляют собой эволюционировавшие звезды, которые в значительной степени исчерпали свои запасы водорода в ядре.
В простейшем случае горячая яркая звезда начинает расширяться по мере истощения водорода в ее ядре и сначала становится голубым субгигантом, а затем голубым гигантом, становясь и холоднее, и ярче. Звезды средней массы будут продолжать расширяться и остывать, пока не станут красными гигантами. Массивные звезды также продолжают расширяться по мере выгорания водородной оболочки, но они делают это примерно с постоянной светимостью и движутся горизонтально по диаграмме HR. Таким образом, они могут быстро проходить через классы голубых гигантов, ярких голубых гигантов, голубых сверхгигантов и желтых сверхгигантов, пока не станут красными сверхгигантами. Класс светимости для таких звезд определяется по спектральным линиям, которые чувствительны к поверхностной гравитации звезды, причем более расширенным и ярким звездам присваивается классификация I (сверхгигант), в то время как несколько менее расширенным и более ярким звездам присваивается светимость II или III . [5] Поскольку они являются массивными звездами с короткой жизнью, многие голубые гиганты находятся в ассоциациях O–B , которые представляют собой большие скопления слабо связанных молодых звезд.
Звезды BHB более развиты и имеют ядра, сжигающие гелий, хотя у них все еще есть обширная водородная оболочка. Они также имеют умеренные массы около 0,5–1,0 M ☉, поэтому они часто намного старше, чем более массивные голубые гиганты. [6] BHB берет свое название от заметной горизонтальной группировки звезд, видимой на диаграммах цвет-величина для более старых скоплений, где звезды, сжигающие гелий в ядре, одного и того же возраста находятся при различных температурах с примерно одинаковой светимостью. Эти звезды также эволюционируют через стадию сжигания гелия в ядре при постоянной светимости, сначала увеличивая температуру, а затем снова уменьшая ее по мере движения к AGB. Однако на синем конце горизонтальной ветви он образует «синий хвост» звезд с более низкой светимостью, а иногда и «синий крюк» еще более горячих звезд. [7]
Существуют и другие высокоэволюционировавшие горячие звезды, которые обычно не называют голубыми гигантами: звезды Вольфа-Райе , очень яркие и отличающиеся своими экстремальными температурами и заметными линиями излучения гелия и азота; звезды post-AGB , образующие планетарные туманности , похожие на звезды Вольфа-Райе, но меньшие по размеру и менее массивные; голубые бродяги , необычные яркие голубые звезды, наблюдаемые, по-видимому, на главной последовательности в скоплениях, где звезды главной последовательности своей светимости должны были эволюционировать в гигантов или сверхгигантов; и настоящие голубые сверхгиганты , самые массивные звезды, эволюционировавшие дальше голубых гигантов и идентифицируемые по эффектам большего расширения в их спектрах.
Чисто теоретическая группа звезд может быть сформирована, когда красные карлики наконец исчерпают свой водородный сердечник через триллионы лет в будущем. Эти звезды конвективны по своей глубине и, как ожидается, будут очень медленно увеличивать как свою температуру, так и светимость, поскольку они накапливают все больше и больше гелия, пока в конечном итоге они не смогут поддерживать синтез и быстро не превратятся в белых карликов. Хотя эти звезды могут стать горячее Солнца, они никогда не станут более яркими, поэтому вряд ли являются голубыми гигантами, какими мы их видим сегодня. Было придумано название « голубой карлик» , хотя это название может легко сбить с толку. [8]
