Красные сверхгиганты ( RSG ) — это звезды со сверхгигантским классом светимости ( класс I Йеркса ) и звездной классификацией K или M. [1] Это самые большие звезды во Вселенной по объему , хотя они не являются самыми массивными или яркими. . Бетельгейзе и Антарес А — самые яркие и наиболее известные красные сверхгиганты (RSG), а также единственные красные сверхгиганты первой величины .
Звезды классифицируются как сверхгиганты на основании их спектрального класса светимости . Эта система использует определенные диагностические спектральные линии для оценки поверхностной гравитации звезды и, следовательно, определения ее размера относительно ее массы. Звезды большего размера более яркие при данной температуре, и теперь их можно сгруппировать в полосы разной светимости. [2]
Различия в светимости между звездами наиболее очевидны при низких температурах, когда звезды-гиганты намного ярче звезд главной последовательности. Сверхгиганты имеют самую низкую поверхностную гравитацию и, следовательно, являются самыми большими и яркими при определенной температуре.
Система классификации Йеркса или Моргана-Кинана (МК) [ 3 ] практически универсальна . Он группирует звезды в пять основных групп светимости, обозначенных римскими цифрами :
Класс светимости, характерный для сверхгигантов, делится на обычных сверхгигантов класса Ib и ярчайших сверхгигантов класса Ia. Также используется промежуточный класс Iab. Исключительно яркие звезды с низкой поверхностной гравитацией и явными признаками потери массы могут быть отнесены к классу светимости 0 (нулевой), хотя это наблюдается редко. [4] Чаще будет использоваться обозначение Ia-0, [5] и еще чаще Ia + . [6] Эти спектральные классификации гипергигантов очень редко применяются к красным сверхгигантам, хотя термин красный гипергигант иногда используется для наиболее протяженных и нестабильных красных сверхгигантов, таких как VY Canis Majoris и NML Cygni . [7] [8]
«Красная» часть слова «красный сверхгигант» относится к прохладной температуре. Красные сверхгиганты — самые крутые сверхгиганты, M-типа и, по крайней мере, некоторые звезды K-типа, хотя точного ограничения нет. Сверхгиганты K-типа встречаются редко по сравнению со сверхгигантами M-типа, поскольку они представляют собой кратковременную переходную стадию и несколько нестабильны. Звезды K-типа, особенно ранние или более горячие K-типы, иногда описываются как оранжевые сверхгиганты (например, Зета Цефеи ) или даже как желтые (например, желтый гипергигант HR 5171 Aa). [ нужна цитата ]
Красные сверхгиганты крутые и большие. Они имеют спектральные классы K и M, следовательно, температура поверхности ниже 4100 К. [9] Обычно они в несколько сотен и более тысяч раз превышают радиус Солнца , [ 9] хотя размер не является основным фактором, позволяющим звезде называться сверхгигантом. Яркая холодная звезда-гигант может легко быть больше, чем более горячий сверхгигант. Например, Альфа Геркулеса классифицируется как гигантская звезда с радиусом от 264 до 303 R ☉, тогда как Эпсилон Пегаса является сверхгигантом K2 с радиусом всего 185 R ☉ .
Хотя красные сверхгиганты намного холоднее Солнца, они настолько больше, что имеют очень высокую яркость, обычно десятки или сотни тысяч L ☉ . [9] Теоретически верхний предел радиуса красного сверхгиганта составляет около 1500 R ☉ . [9] В пределе Хаяши звезды выше этого радиуса были бы слишком нестабильными и просто не образовывались.
Красные сверхгиганты имеют массу от 10 M ☉ до 30 или 40 M ☉ . [10] Звезды главной последовательности с массой более 40 M ☉ не расширяются и не охлаждаются, превращаясь в красные сверхгиганты. Красные сверхгиганты, находящиеся в верхней части возможного диапазона масс и светимости, являются самыми крупными из известных. Их низкая поверхностная гравитация и высокая светимость вызывают чрезвычайную потерю массы, в миллионы раз превышающую солнечную, создавая наблюдаемые туманности, окружающие звезду. [11] К концу своей жизни красные сверхгиганты, возможно, потеряли значительную часть своей первоначальной массы. Более массивные сверхгиганты теряют массу гораздо быстрее, и все красные сверхгиганты, по-видимому, достигают одинаковой массы порядка 10 M ☉ к моменту коллапса их ядер. Точное значение зависит от исходного химического состава звезды и скорости ее вращения. [12]
Большинство красных сверхгигантов демонстрируют некоторую степень визуальной изменчивости , но лишь в редких случаях с четко определенным периодом или амплитудой. Поэтому их обычно классифицируют как нерегулярные или полурегулярные переменные. У них даже есть свои подклассы SRC и LC для медленных полурегулярных и медленных нерегулярных переменных-сверхгигантов соответственно. Вариации обычно медленные и имеют небольшую амплитуду, но известны амплитуды до четырех звездных величин. [13]
Статистический анализ многих известных переменных красных сверхгигантов показывает ряд вероятных причин изменений: всего несколько звезд демонстрируют большие амплитуды и сильный шум, указывающий на изменчивость на многих частотах, что, как считается, указывает на мощные звездные ветры , возникающие ближе к концу жизни красных сверхгигантов. сверхгигант; более распространены одновременные изменения радиальных мод в течение нескольких сотен дней и, вероятно, нерадиальные изменения мод в течение нескольких тысяч дней; лишь несколько звезд кажутся действительно неправильными, с небольшими амплитудами, вероятно, из-за фотосферной грануляции . Фотосферы красных сверхгигантов содержат относительно небольшое количество очень крупных конвекционных ячеек по сравнению с такими звездами, как Солнце . Это вызывает изменения поверхностной яркости, которые могут привести к видимым изменениям яркости по мере вращения звезды. [14]
Спектры красных сверхгигантов похожи на спектры других холодных звезд, в которых преобладает лес линий поглощения металлов и молекулярных полос. Некоторые из этих особенностей используются для определения класса светимости, например, некоторые силы цианогенных полос в ближнем инфракрасном диапазоне и триплет Ca II . [15]
Мазерное излучение характерно для околозвездного вещества вокруг красных сверхгигантов. Чаще всего это происходит из-за H 2 O и SiO, но эмиссия гидроксила (OH) также происходит из узких областей. [16] В дополнение к картированию околозвездного вещества вокруг красных сверхгигантов с высоким разрешением, [17] наблюдения мазеров с помощью VLBI или VLBA могут использоваться для определения точных параллаксов и расстояний до их источников. [18] В настоящее время это применяется в основном к отдельным объектам, но может оказаться полезным для анализа структуры галактики и открытия скрытых в противном случае красных сверхгигантских звезд. [19]
На поверхности красных сверхгигантов преобладает водород, хотя водород в ядре полностью израсходован. На последних стадиях потери массы, перед взрывом звезды, поверхностный гелий может обогатиться до уровня, сравнимого с водородом. В теоретических моделях экстремальной потери массы может быть потеряно достаточное количество водорода, и гелий станет наиболее распространенным элементом на поверхности. Когда звезды, предшествовавшие красным сверхгигантам, покидают главную последовательность, кислорода на поверхности больше, чем углерода, а азота меньше, чем любого из них, что отражает его содержание в результате формирования звезды. Углерод и кислород быстро истощаются, а количество азота увеличивается в результате извлечения обработанного CNO материала из слоев термоядерного синтеза. [20]
Наблюдается медленное или очень медленное вращение красных сверхгигантов. Модели показывают, что даже быстро вращающиеся звезды главной последовательности должны тормозиться из-за потери массы, чтобы красные сверхгиганты вообще почти не вращались. Те красные сверхгиганты, такие как Бетельгейзе , которые имеют умеренную скорость вращения, возможно, приобрели ее после достижения стадии красного сверхгиганта, возможно, в результате бинарного взаимодействия. Ядра красных сверхгигантов все еще вращаются, и дифференциальная скорость вращения может быть очень большой. [21]
Классы светимости сверхгигантов легко определить и применить к большому количеству звезд, но они группируют несколько очень разных типов звезд в одну категорию. Эволюционное определение ограничивает термин «сверхгигант» теми массивными звездами, которые начинают синтез гелия в ядре, не развивая вырожденного гелиевого ядра и не подвергаясь гелиевой вспышке. Они будут повсеместно продолжать сжигать более тяжелые элементы и подвергаться коллапсу ядра, что приведет к возникновению сверхновой . [22]
Менее массивные звезды могут развивать сверхгигантский класс спектральной светимости при относительно низкой светимости, около 1000 L ☉ , когда они находятся на асимптотической ветви гигантов (AGB), подвергаясь горению гелиевой оболочки. Теперь исследователи предпочитают классифицировать их как звезды AGB, отличные от сверхгигантов, потому что они менее массивны, имеют другой химический состав на поверхности, подвергаются разным типам пульсаций и изменчивости и будут эволюционировать по-разному, обычно образуя планетарную туманность и белого карлика. [23] Большинство звезд AGB не станут сверхновыми, хотя существует интерес к классу звезд супер-AGB , достаточно массивных, чтобы подвергнуться полному синтезу углерода, который может производить своеобразные сверхновые, хотя и не образуя железного ядра. [24] Одной из примечательных групп звезд малой массы и высокой светимости являются переменные RV Тельца , звезды AGB или post-AGB, лежащие в полосе нестабильности и демонстрирующие характерные полурегулярные вариации.
Красные сверхгиганты развиваются из звезд главной последовательности с массами от 8 M ☉ до 30 или 40 M ☉ . [10] Звезды с большей массой никогда не охлаждаются настолько, чтобы стать красными сверхгигантами. Звезды с меньшей массой развивают вырожденное гелиевое ядро во время фазы красного гиганта, подвергаются гелиевой вспышке перед синтезом гелия на горизонтальной ветви , развиваются вдоль AGB, сжигая гелий в оболочке вокруг вырожденного углеродно-кислородного ядра, а затем быстро теряют свою внешнюю слоев, чтобы стать белым карликом с планетарной туманностью. [12] Звезды AGB могут иметь спектры сверхгигантского класса светимости, поскольку они расширяются до экстремальных размеров по сравнению с их небольшой массой, и они могут достигать светимости, в десятки тысяч раз превышающей солнечную. Промежуточные звезды «супер-AGB» размером около 9 M ☉ могут подвергаться синтезу углерода и могут производить сверхновую с захватом электронов в результате коллапса кислородно - неонового ядра. [24]
Звезды главной последовательности, сжигающие водород в своих ядрах, с массой от 10 до 30 или 40 M ☉ будут иметь температуру примерно от 25 000 K до 32 000 K и спектральные классы раннего B, возможно, очень позднего O. Это уже очень яркие звезды 10 000–100 000 л ☉ из-за быстрого синтеза водорода в цикле CNO и имеют полностью конвективное ядро. В отличие от Солнца, внешние слои этих горячих звезд главной последовательности не являются конвективными. [12]
Эти докрасные сверхгигантские звезды главной последовательности исчерпывают водород в своих ядрах через 5–20 миллионов лет. Затем они начинают сжигать водородную оболочку вокруг ядра, теперь преимущественно состоящего из гелия, и это заставляет их расширяться и охлаждаться, превращаясь в сверхгигантов. Их светимость увеличивается примерно в три раза. Поверхностное содержание гелия сейчас достигает 40%, но обогащение более тяжелыми элементами незначительно. [12]
Сверхгиганты продолжают остывать, и большинство из них быстро пройдет через полосу нестабильности цефеид , хотя самые массивные проведут короткий период времени в качестве желтых гипергигантов . Они достигнут позднего класса K или M и станут красными сверхгигантами. Синтез гелия в ядре начинается плавно либо во время расширения звезды, либо когда она уже является красным сверхгигантом, но на поверхности это не приводит к немедленным изменениям. У красных сверхгигантов возникают зоны глубокой конвекции, простирающиеся от поверхности на полпути к ядру, и это вызывает сильное обогащение поверхности азотом с некоторым обогащением более тяжелыми элементами. [26]
Некоторые красные сверхгиганты проходят синие петли , во время которых их температура временно повышается, прежде чем вернуться в состояние красного сверхгиганта. Это зависит от массы, скорости вращения и химического состава звезды. Хотя у многих красных сверхгигантов не будет синей петли, у некоторых может быть несколько. На пике синей петли температура может достигать 10 000 К. Точные причины появления синих петель различаются у разных звезд, но они всегда связаны с увеличением гелиевого ядра по отношению к массе звезды и вызывают более высокие темпы потери массы из внешних слоев. [21]
Все красные сверхгиганты исчерпают гелий в своих ядрах в течение одного или двух миллионов лет, а затем начнут сжигать углерод. Это продолжается слиянием более тяжелых элементов до тех пор, пока не образуется железное ядро, которое затем неизбежно разрушается, образуя сверхновую. Время от начала синтеза углерода до коллапса ядра составляет не более нескольких тысяч лет. В большинстве случаев коллапс ядра происходит, когда звезда все еще является красным сверхгигантом, большая оставшаяся богатая водородом атмосфера выбрасывается, и это создает спектр сверхновой типа II . Непрозрачность выброшенного водорода уменьшается по мере его охлаждения , и это вызывает длительную задержку падения яркости после начального пика сверхновой, что характерно для сверхновой типа II-P. [12] [26]
Ожидается , что самые яркие красные сверхгиганты с металличностью , близкой к солнечной , потеряют большую часть своих внешних слоев до того, как их ядра рухнут, поэтому они снова эволюционируют в желтые гипергиганты и светящиеся синие переменные. Такие звезды могут взорваться как сверхновые типа II-L, все еще с водородом в спектре, но с недостаточным количеством водорода, чтобы вызвать расширенное плато яркости на кривых блеска. Звезды с еще меньшим количеством оставшегося водорода могут произвести необычную сверхновую типа IIb, где водорода осталось так мало, что линии водорода в исходном спектре типа II тускнеют, превращаясь в сверхновую типа Ib. [27]
Все наблюдаемые прародители сверхновых типа II-P имеют температуру от 3500 до 4400 К и светимость от 10 000 L ☉ до 300 000 L ☉ . Это соответствует ожидаемым параметрам красных сверхгигантов с меньшей массой. Было обнаружено небольшое количество предшественников сверхновых типа II-L и типа IIb, все они имели светимость около 100 000 L ☉ и несколько более высокие температуры до 6 000 К. Они хорошо подходят для красных сверхгигантов с немного большей массой и высокими темпами потери массы. Не существует известных прародителей сверхновых, соответствующих наиболее ярким красным сверхгигантам, и ожидается, что они эволюционируют в звезды Вольфа Райе, прежде чем взорваться. [21]
Возраст красных сверхгигантов обязательно не превышает 25 миллионов лет, и ожидается, что такие массивные звезды образуются только в относительно больших скоплениях звезд , поэтому ожидается, что их можно будет найти в основном вблизи заметных скоплений. Однако они довольно недолговечны по сравнению с другими фазами жизни звезды и формируются только из относительно редких массивных звезд, поэтому в каждом скоплении обычно одновременно присутствует лишь небольшое количество красных сверхгигантов. В массивном скоплении Ходж 301 в туманности Тарантул их три. [28] До XXI века наибольшее количество красных сверхгигантов, известных в одном скоплении, составляло пять в NGC 7419 . [29] Большинство красных сверхгигантов встречаются поодиночке, например Бетельгейзе в ассоциации Орион OB1 и Антарес в ассоциации Скорпиона-Центавра .
С 2006 года у основания рукава Ключа-Щита галактики была обнаружена серия массивных скоплений , каждое из которых содержит несколько красных сверхгигантов. RSGC1 содержит не менее 12 красных сверхгигантов, RSGC2 (также известный как Стивенсон 2 ) содержит не менее 26, RSGC3 содержит не менее 8 и RSGC4 (также известный как Аликанте 8 ) также содержит не менее 8. В общей сложности 80 подтвержденных красных сверхгигантов имеют были идентифицированы на небольшом участке неба в направлении этих скоплений. Эти четыре скопления, по-видимому, являются частью массивной вспышки звездообразования, произошедшей 10–20 миллионов лет назад на ближнем конце перемычки в центре галактики. [30] Подобные массивные скопления были обнаружены вблизи дальнего конца галактического бара, но не такое большое количество красных сверхгигантов. [31]
Красные сверхгиганты — редкие звезды, но они видны на большом расстоянии и часто являются переменными, поэтому есть ряд хорошо известных примеров, видимых невооруженным глазом:
Исторически Мира считалась красным сверхгигантом, но теперь широко признана асимптотической звездой ветви гиганта. [32]
Некоторые красные сверхгиганты крупнее и ярче, поэтому их также называют красными гипергигантами :
Обзор, который, как ожидается, охватит практически все красные сверхгиганты Магелланова Облака [33], обнаружил около дюжины звезд M-класса M v −7 и ярче, примерно в четверть миллиона раз ярче Солнца и примерно в 1000 раз превышающих радиус Солнца. Солнце вверх.