Сверхгиганты относятся к числу самых массивных и ярких звезд . Звезды-сверхгиганты занимают верхнюю область диаграммы Герцшпрунга – Рассела с абсолютной визуальной величиной от -3 до -8. Диапазон температур звезд-сверхгигантов варьируется от примерно 3400 К до более 20 000 К.
Название сверхгигант применительно к звезде не имеет единого конкретного определения. Термин « звезда-гигант» был впервые введен Герцшпрунгом , когда стало очевидно, что большинство звезд попадают в две отдельные области диаграммы Герцшпрунга-Рассела . Одна область содержала более крупные и яркие звезды спектральных классов от А до М и получила название гигантской . [1] Впоследствии, поскольку у них не было какого-либо измеримого параллакса, стало очевидно, что некоторые из этих звезд были значительно больше и ярче, чем основная масса, и возник термин « сверхгигант» , который быстро был принят как «сверхгигант» . [2] [3] [4]
Звезды-сверхгиганты можно идентифицировать по их спектрам с характерными линиями, чувствительными к высокой светимости и низкой поверхностной гравитации . [5] [6] В 1897 году Антония К. Мори разделила звезды на основе ширины их спектральных линий, при этом ее класс «c» идентифицировал звезды с самыми узкими линиями. Хотя в то время это еще не было известно, это были самые яркие звезды. [7] В 1943 году Морган и Кинан формализовали определение классов спектральной светимости, причем класс I относился к звездам-сверхгигантам. [8] Та же система классов светимости МК используется и сегодня, с уточнениями, основанными на повышенном разрешении современных спектров. [9] Сверхгиганты встречаются во всех спектральных классах: от молодых голубых сверхгигантов класса O до высокоразвитых красных сверхгигантов класса M. Поскольку они увеличены по сравнению со звездами главной последовательности и звездами-гигантами того же спектрального класса, они имеют меньшую поверхностную гравитацию, и в профилях их линий можно наблюдать изменения. Сверхгиганты также являются развитыми звездами с более высоким содержанием тяжелых элементов, чем звезды главной последовательности. Это основа системы светимости МК , которая распределяет звезды по классам светимости исключительно на основе наблюдений их спектров.
В дополнение к изменениям линий из-за низкой поверхностной гравитации и продуктов термоядерного синтеза, наиболее яркие звезды имеют высокие темпы потери массы и образующиеся в результате облака выброшенных околозвездных материалов, которые могут создавать эмиссионные линии , профили P Лебедя или запрещенные линии . Система МК присваивает звездам классы светимости: Ib — сверхгигантам; Ia для светящихся сверхгигантов; и 0 (ноль) или Ia + для гипергигантов. На самом деле для этих классификаций существует гораздо больше континуума, чем четко определенные полосы, и такие классификации, как Iab , используются для сверхгигантов промежуточной светимости. Спектры сверхгигантов часто сопровождаются аннотациями для указания спектральных особенностей , например B2 Iae или F5 Ipec .
Сверхгиганты также можно определить как особую фазу в истории эволюции определенных звезд. Звезды с начальной массой выше 8-10 M ☉ быстро и плавно инициируют синтез гелиевого ядра после того, как они исчерпали свой водород, и продолжают синтезировать более тяжелые элементы после истощения гелия, пока у них не образуется железное ядро, после чего ядро коллапсирует с образованием типа II. сверхновая . Как только эти массивные звезды покидают главную последовательность, их атмосфера раздувается, и их называют сверхгигантами. Звезды изначально меньше 10 M ☉ никогда не образуют железного ядра и в эволюционном плане не становятся сверхгигантами, хотя и могут достигать светимости, в тысячи раз превышающей солнечную. Они не могут синтезировать углерод и более тяжелые элементы после того, как гелий исчерпан, поэтому в конечном итоге они просто теряют свои внешние слои, оставляя ядро белого карлика . Фаза, когда эти звезды имеют горящие оболочки как из водорода, так и из гелия, называется асимптотической ветвью гигантов (AGB), поскольку звезды постепенно становятся все более и более яркими звездами класса M. Звезды размером 8-10 M ☉ могут синтезировать достаточное количество углерода на AGB, чтобы образовать кислородно-неоновое ядро и сверхновую с захватом электронов , но астрофизики относят их к звездам супер-AGB, а не к сверхгигантам. [10]
Существует несколько категорий эволюционировавших звезд, которые не являются сверхгигантами с эволюционной точки зрения, но могут иметь сверхгигантские спектральные характеристики или иметь светимость, сравнимую со сверхгигантами.
Звезды асимптотической ветви гигантов (AGB) и пост-AGB — это высокоразвитые красные гиганты меньшей массы со светимостью, которая может быть сравнима с более массивными красными сверхгигантами, но из-за своей малой массы они находятся на другой стадии развития (гелиевая оболочка горящие), а их жизни заканчиваются по-разному ( планетарная туманность и белый карлик , а не сверхновая), астрофизики предпочитают держать их отдельно. Разделительная линия становится размытой на высоте около 7–10 M ☉ (или до 12 M ☉ в некоторых моделях [11] ), когда звезды начинают подвергаться ограниченному синтезу элементов тяжелее гелия. Специалисты, изучающие эти звезды, часто называют их суперзвездами AGB, поскольку они имеют много общих с AGB свойств, таких как тепловые пульсации. Другие описывают их как маломассивные сверхгиганты, поскольку они начинают сжигать элементы тяжелее гелия и могут взрываться как сверхновые. [12] Многие post-AGB звезды получают спектральные классы со сверхгигантскими классами светимости. Например, RV Tauri имеет класс светимости Ia ( яркий сверхгигант ), несмотря на то, что он менее массивен, чем Солнце. Некоторые звезды AGB также получают класс сверхгигантской светимости, в первую очередь переменные W Virginis , такие как сама W Virginis, звезды, которые выполняют синюю петлю , вызванную тепловыми импульсами . Очень небольшое количество переменных Миры и других поздних звезд AGB имеют классы сверхгигантской светимости, например α Геркулеса .
Классические переменные цефеид обычно имеют сверхгигантские классы светимости, хотя только самые яркие и массивные на самом деле развивают железное ядро. Большинство из них представляют собой звезды промежуточной массы, синтезирующие гелий в своих ядрах и в конечном итоге перешедшие в асимптотическую ветвь гигантов. Сама δ Цефеи является примером со светимостью 2000 L ☉ и массой 4,5 M ☉ .
Звезды Вольфа-Райе также представляют собой светящиеся развитые звезды большой массы, более горячие, чем большинство сверхгигантов, и меньшие по размеру, визуально менее яркие, но часто более яркие из-за их высоких температур. В их спектрах преобладают гелий и другие более тяжелые элементы, обычно в них мало водорода или он вообще отсутствует, что является ключом к разгадке их природы как звезд, даже более развитых, чем сверхгиганты. Подобно тому, как звезды AGB встречаются почти в той же области диаграммы HR , что и красные сверхгиганты, звезды Вольфа – Райе могут располагаться в той же области диаграммы HR, что и самые горячие голубые сверхгиганты и звезды главной последовательности.
Самые массивные и яркие звезды главной последовательности почти неотличимы от сверхгигантов, в которые они быстро эволюционируют. Они имеют почти одинаковую температуру и очень похожую светимость, и только самый детальный анализ может различить спектральные особенности, которые показывают, что они эволюционировали от узкой главной последовательности раннего О-типа к близлежащей области ранних сверхгигантов О-типа. Такие ранние сверхгиганты O-типа имеют много общих черт со звездами Вольфа – Райе WNLh и иногда обозначаются как косые звезды , промежуточные между двумя типами.
Светящиеся голубые переменные звезды (LBV) встречаются в той же области диаграммы HR, что и голубые сверхгиганты, но обычно классифицируются отдельно. Это развитые, расширенные, массивные и яркие звезды, часто гипергиганты, но они обладают очень специфической спектральной переменностью, которая не поддается определению стандартного спектрального класса. LBV, наблюдаемые только в определенное время или в течение периода времени, когда они стабильны, могут быть просто обозначены как горячие сверхгиганты или кандидаты в LBV из-за их светимости.
Гипергиганты часто рассматриваются как другая категория звезд, отличная от сверхгигантов, хотя во всех важных отношениях они представляют собой просто более яркую категорию сверхгигантов. Это развитые, расширенные, массивные и яркие звезды, подобные сверхгигантам, но в наиболее массивном и ярком пределе, а также с особыми дополнительными свойствами, заключающимися в большой потере массы из-за их чрезвычайной светимости и нестабильности. Обычно только более развитые сверхгиганты проявляют свойства гипергигантов, поскольку их нестабильность возрастает после значительной потери массы и некоторого увеличения светимости.
Некоторые звезды B[e] являются сверхгигантами, хотя другие звезды B[e] явно таковыми не являются. Некоторые исследователи выделяют объекты B[e] отдельно от сверхгигантов, в то время как исследователи предпочитают определять массивные эволюционировавшие звезды B[e] как подгруппу сверхгигантов. Последнее стало более распространенным с пониманием того, что явление B[e] возникает отдельно в ряде различных типов звезд, включая те, которые явно являются лишь фазой в жизни сверхгигантов.
Сверхгиганты имеют массу от 8 до 12 раз больше Солнца ( M ☉ ) и светимость от примерно 1000 до более чем миллиона раз Солнца ( L ☉ ). Они сильно различаются по радиусу , обычно от 30 до 500, а то и более 1000 солнечных радиусов ( R ☉ ). Они достаточно массивны, чтобы начать мягкое горение гелиевого ядра до того, как ядро выродится, без вспышки и без сильных взрывов, которые испытывают звезды с меньшей массой. Они последовательно воспламеняют более тяжелые элементы, обычно вплоть до железа. Кроме того, из-за своей большой массы им суждено взорваться как сверхновые .
Закон Стефана-Больцмана гласит, что относительно холодные поверхности красных сверхгигантов излучают гораздо меньше энергии на единицу площади, чем поверхности голубых сверхгигантов ; таким образом, при данной светимости красные сверхгиганты крупнее своих синих аналогов. Давление излучения ограничивает температуру крупнейших холодных сверхгигантов примерно до 1500 R ☉ , а самых массивных горячих сверхгигантов примерно до миллиона L ☉ ( M бол около −10). [13] Звезды вблизи этих пределов, а иногда и за их пределами, становятся нестабильными, пульсируют и испытывают быструю потерю массы.
Класс светимости сверхгиганта присваивается на основе спектральных особенностей, которые в значительной степени являются мерой поверхностной гравитации, хотя на такие звезды также влияют и другие свойства, такие как микротурбулентность . Сверхгиганты обычно имеют поверхностную гравитацию около log(g) 2,0 сгс и ниже, хотя яркие гиганты (класс светимости II) статистически очень похожи на поверхностную гравитацию с нормальными сверхгигантами Ib. [14] Холодные светящиеся сверхгиганты имеют меньшую поверхностную гравитацию, а у наиболее ярких (и нестабильных) звезд log(g) около нуля. [13] Более горячие сверхгиганты, даже самые яркие, имеют поверхностную гравитацию вокруг себя из-за более высоких масс и меньших радиусов. [15]
Звезды-сверхгиганты есть во всех основных спектральных классах и во всем диапазоне температур от звезд среднего класса M с температурой около 3400 К до самых горячих звезд класса O с температурой более 40 000 К. Сверхгиганты обычно не оказываются холоднее, чем средний класс M. Это теоретически ожидаемо, поскольку они были бы катастрофически нестабильны; однако среди экстремальных звезд, таких как VX Стрельца, есть потенциальные исключения . [13]
Хотя сверхгиганты существуют во всех классах от O до M, большинство из них относятся к спектральному классу B, больше, чем во всех других спектральных классах вместе взятых. Гораздо меньшую группу составляют сверхгиганты G-типа с очень низкой светимостью, звезды промежуточной массы, сжигающие гелий в своих ядрах, прежде чем достичь асимптотической ветви гигантов . Особую группу составляют сверхгиганты высокой светимости раннего B (B0-2) и очень позднего O (O9.5), которые встречаются даже чаще, чем звезды главной последовательности этих спектральных классов. [16]
Относительное количество синих, желтых и красных сверхгигантов является индикатором скорости звездной эволюции и используется в качестве мощной проверки моделей эволюции массивных звезд. [17]
Сверхгиганты лежат более или менее в горизонтальной полосе, занимающей всю верхнюю часть диаграммы HR, но в разных спектральных классах имеются некоторые вариации. Эти различия частично обусловлены разными методами присвоения классов светимости для разных спектральных классов, а частично — реальными физическими различиями звезд.
Болометрическая светимость звезды отражает суммарную мощность электромагнитного излучения на всех длинах волн. У очень горячих и очень холодных звезд болометрическая светимость значительно превышает визуальную светимость, иногда на несколько звездных величин или в пять и более раз. Эта болометрическая поправка составляет примерно одну звездную величину для звезд среднего B, позднего K и раннего M и увеличивается до трех звездных величин (в 15 раз) для звезд O и среднего M.
Все сверхгиганты крупнее и ярче звезд главной последовательности той же температуры. Это означает, что горячие сверхгиганты лежат в относительно узкой полосе над яркими звездами главной последовательности. Звезда главной последовательности B0 имеет абсолютную величину около -5, а это означает, что все сверхгиганты B0 значительно ярче, чем абсолютная величина -5. Болометрическая светимость даже самых слабых голубых сверхгигантов в десятки тысяч раз превышает солнечную ( L ☉ ). Яркость самых ярких может превышать миллион L ☉ и часто нестабильна, например, переменные α Лебедя и светящиеся синие переменные .
Самые горячие сверхгиганты с ранними спектральными классами O встречаются в чрезвычайно узком диапазоне светимостей над очень яркими звездами ранней главной последовательности O и звездами-гигантами. Их не классифицируют отдельно на нормальные (Ib) и светящиеся (Ia) сверхгиганты, хотя они обычно имеют другие модификаторы спектрального класса, такие как «f» для излучения азота и гелия (например, O2 If для HD 93129A ). [18]
Желтые сверхгиганты могут быть значительно тусклее, чем абсолютная величина -5, некоторые примеры около -2 (например, 14 Персея ). С болометрическими поправками, близкими к нулю, они могут всего в несколько сотен раз превышать светимость Солнца. Однако это не массивные звезды; вместо этого это звезды промежуточной массы с особенно низкой поверхностной гравитацией, часто из-за нестабильности, такой как пульсации цефеид . Классификация этих звезд промежуточной массы как сверхгигантов на относительно длительной фазе их эволюции объясняет большое количество желтых сверхгигантов низкой светимости. Самые яркие желтые звезды, желтые гипергиганты , относятся к числу самых визуально ярких звезд с абсолютной величиной около −9, хотя все же менее миллиона L ☉ .
Существует строгий верхний предел светимости красных сверхгигантов — около полумиллиона л ☉ . Звезды, которые были бы ярче этой, сбрасывают свои внешние слои так быстро, что после выхода из главной последовательности остаются горячими сверхгигантами. Большинство красных сверхгигантов были звездами главной последовательности размером 10–15 M ☉ и теперь имеют светимость ниже 100 000 L ☉ , а ярких звезд-сверхгигантов (Ia) M-класса очень мало. [16] Наименее яркими звездами, классифицированными как красные сверхгиганты, являются одни из самых ярких звезд AGB и пост-AGB, сильно расширенные и нестабильные звезды малой массы, такие как переменные RV Тельца . Большинству звезд AGB присвоен класс светимости гигантский или яркий гигантский, но особенно нестабильным звездам, таким как переменные W Virginis, может быть присвоен класс сверхгигантов (например, самой W Virginis ). Самые слабые красные сверхгиганты имеют абсолютную величину около −3.
Хотя большинство сверхгигантов, таких как переменные Альфа Лебедя , полуправильные переменные и нерегулярные переменные , демонстрируют некоторую степень фотометрической изменчивости, некоторые типы переменных среди сверхгигантов четко определены. Полоса нестабильности пересекает область сверхгигантов, причем многие желтые сверхгиганты являются переменными классических цефеид . Та же самая область нестабильности распространяется и на еще более яркие желтые гипергиганты — чрезвычайно редкий и недолговечный класс светящихся сверхгигантов. Многие переменные R Coronae Borealis , хотя и не все, являются желтыми сверхгигантами , но эта изменчивость обусловлена их необычным химическим составом, а не физической нестабильностью.
Другие типы переменных звезд, такие как переменные RV Тельца и переменные PV Telescopii , часто называют сверхгигантами. Звездам RV Tau часто присваивают спектральные классы с классом сверхгигантской светимости из-за их низкой поверхностной гравитации, и они являются одними из самых ярких звезд AGB и post-AGB, имея массу, подобную солнечной; аналогичным образом, еще более редкие переменные PV Tel часто классифицируются как сверхгиганты, но имеют меньшую светимость, чем сверхгиганты, и своеобразные спектры B[e] с крайне низким содержанием водорода. Возможно, это также пост-AGB-объекты или «возрожденные» AGB-звезды.
LBV изменчивы с многочисленными полурегулярными периодами и менее предсказуемыми извержениями и гигантскими вспышками. Обычно это сверхгиганты или гипергиганты, иногда со спектрами Вольфа-Райе — чрезвычайно яркие, массивные, развитые звезды с расширенными внешними слоями, но они настолько самобытны и необычны, что их часто рассматривают как отдельную категорию, не называя их сверхгигантами или не придавая им значения. сверхгигант спектрального класса. Часто их спектральный класс обозначают просто как «LBV», потому что они имеют своеобразные и сильно изменчивые спектральные характеристики: температура варьируется от примерно 8000 К во время вспышки до 20 000 К и более в «покойном состоянии».
Обилие различных элементов на поверхности сверхгигантов отличается от менее ярких звезд. Сверхгиганты — это развитые звезды, которые, возможно, подверглись конвекции продуктов термоядерного синтеза на поверхность.
Холодные сверхгиганты демонстрируют повышенное содержание гелия и азота на поверхности из-за конвекции этих продуктов термоядерного синтеза на поверхность во время основной последовательности очень массивных звезд, вытягивания во время горения оболочки и потери внешних слоев звезды. Гелий образуется в ядре и оболочке в результате синтеза водорода и азота, который накапливается относительно углерода и кислорода во время синтеза цикла CNO . В то же время содержание углерода и кислорода снижается. [19] Красные сверхгиганты можно отличить от ярких, но менее массивных звезд AGB по необычным химическим веществам на поверхности, повышенному содержанию углерода из глубоких третьих дноуглубительных работ, а также углероду-13, литию и элементам s-процесса . Звезды AGB на поздней фазе могут сильно обогащаться кислородом, производя мазеры OH . [20]
Более горячие сверхгиганты демонстрируют разные уровни обогащения азотом. Это может быть связано с разными уровнями смешивания на главной последовательности из-за вращения или с тем, что некоторые синие сверхгиганты недавно развились из главной последовательности, в то время как другие ранее прошли через фазу красных сверхгигантов. Пост-красные звезды-сверхгиганты обычно имеют более высокий уровень азота по сравнению с углеродом из-за конвекции обработанного CNO материала к поверхности и полной потери внешних слоев. Поверхностное усиление гелия также сильнее в посткрасных сверхгигантах, составляющих более трети атмосферы. [21] [22]
Звезды главной последовательности О-типа и наиболее массивные из сине-белых звезд B-типа становятся сверхгигантами. Из-за огромной массы они имеют короткую продолжительность жизни: от 30 миллионов лет до нескольких сотен тысяч лет. [23] В основном они наблюдаются в молодых галактических структурах, таких как рассеянные скопления , рукава спиральных галактик и в неправильных галактиках . Они менее распространены в выпуклостях спиральных галактик и редко наблюдаются в эллиптических галактиках или шаровых скоплениях , состоящих в основном из старых звезд.
Сверхгиганты развиваются, когда у массивных звезд главной последовательности в ядрах заканчивается водород, и в этот момент они начинают расширяться, как и звезды с меньшей массой. Однако, в отличие от звезд с меньшей массой, они начинают плавно плавить гелий в ядре и вскоре после того, как исчерпают запас водорода. Это означает, что они не увеличивают свою светимость так резко, как звезды с меньшей массой, и продвигаются по диаграмме HR почти горизонтально, становясь красными сверхгигантами. Кроме того, в отличие от звезд меньшей массы, красные сверхгиганты достаточно массивны, чтобы синтезировать элементы тяжелее гелия, поэтому они не выделяют свои атмосферы в виде планетарных туманностей после периода горения оболочек из водорода и гелия; вместо этого они продолжают сжигать более тяжелые элементы в своих ядрах, пока не разрушаются. Они не могут потерять достаточно массы, чтобы образовать белого карлика, поэтому оставляют после себя нейтронную звезду или остаток черной дыры, обычно после взрыва сверхновой с коллапсом ядра.
Звезды массивнее примерно 40 M ☉ не могут превратиться в красный сверхгигант. Поскольку они сгорают слишком быстро и слишком быстро теряют свои внешние слои, они достигают стадии голубого сверхгиганта или, возможно, желтого гипергиганта, прежде чем вернуться и стать более горячими звездами. Самые массивные звезды, размером более 100 M ☉ , почти не смещаются со своего положения О-звезд главной последовательности. Они конвектируют настолько эффективно, что смешивают водород с поверхности вплоть до ядра. Они продолжают сжигать водород до тех пор, пока он почти полностью не истощится по всей звезде, а затем быстро эволюционируют через ряд стадий, образуя одинаково горячие и яркие звезды: сверхгиганты, косые звезды, звезды WNh-, WN- и, возможно, звезды типа WC или WO. . Ожидается, что они взорвутся как сверхновые, но неясно, насколько далеко они пройдут, прежде чем это произойдет. Существование этих сверхгигантов, все еще сжигающих водород в своих ядрах, может потребовать несколько более сложного определения сверхгиганта: массивная звезда с увеличенным размером и светимостью из-за накопления продуктов термоядерного синтеза, но все же с оставшимся некоторым количеством водорода. [24]
Считается, что первые звезды во Вселенной были значительно ярче и массивнее, чем звезды современной Вселенной. Они входят в теоретическую популяцию звезд III , их существование необходимо для объяснения наблюдений за элементами , отличными от водорода и гелия, в квазарах . Возможно, они были крупнее и ярче любого известного сегодня сверхгиганта, но их структура была совершенно иной: с пониженной конвекцией и меньшей потерей массы. Их очень короткая жизнь, вероятно, закончилась жестоким фотораспадом или парной нестабильностью сверхновых.
Считается, что большинство прародителей сверхновых типа II являются красными сверхгигантами, в то время как менее распространенные сверхновые типа Ib/c производятся более горячими звездами Вольфа – Райе, которые полностью потеряли большую часть своей водородной атмосферы. [25] Почти по определению сверхгигантам суждено покончить с собой насильственным путем. Звезды, достаточно большие, чтобы начать синтез элементов тяжелее гелия, похоже, не имеют возможности потерять достаточно массы, чтобы избежать катастрофического коллапса ядра, хотя некоторые из них могут почти бесследно коллапсировать в свои собственные центральные черные дыры.
Однако простые «луковичные» модели, показывающие, что красные сверхгиганты неизбежно развиваются до железного ядра, а затем взрываются, оказались слишком упрощенными. Прародителем необычной сверхновой типа II 1987А был синий сверхгигант , [26] предположительно уже прошедший фазу красного сверхгиганта в своей жизни, и теперь известно, что это далеко не исключительная ситуация. Многие исследования сейчас сосредоточены на том, как голубые сверхгиганты могут взорваться как сверхновые и когда красные сверхгиганты смогут выжить и снова стать более горячими сверхгигантами. [27]
Сверхгиганты — редкие и недолговечные звезды, но их высокая светимость означает, что существует множество примеров, видимых невооруженным глазом, включая некоторые из самых ярких звезд на небе. Ригель , самая яркая звезда в созвездии Ориона , является типичным сине-белым сверхгигантом; Денеб — ярчайшая звезда Лебедя , еще одного голубого сверхгиганта; Дельта Цефеи (сама прототип) и Полярная звезда — переменные цефеиды и желтые сверхгиганты; а Антарес и ВВ Цефей А — красные сверхгиганты . μ Цефея — одна из самых красных звезд, видимых невооруженным глазом, и одна из крупнейших в галактике. Ро Кассиопеи , переменный желтый гипергигант, одна из самых ярких звезд, видимых невооруженным глазом. Бетельгейзе — красный сверхгигант, который, возможно, в древности был желтым сверхгигантом [28] и второй по яркости звездой в созвездии Ориона .
