Синий гигант
В астрономии голубой гигант — горячая звезда с классом светимости III ( гигант ) или II ( яркий гигант ). На стандартной диаграмме Герцшпрунга-Рассела эти звезды лежат выше и правее главной последовательности .
Этот термин применяется к множеству звезд, находящихся на разных стадиях развития, ко всем эволюционировавшим звездам, которые отошли от главной последовательности, но имеют мало общего, поэтому «голубой гигант» просто относится к звездам в определенной области диаграммы HR, а не к определенной области. тип звезды. Они гораздо реже красных гигантов , потому что развиваются только из более массивных и менее распространенных звезд, а также потому, что у них короткая жизнь на стадии голубых гигантов.
Потому что звезды O-типа и B-типа с гигантской классификацией светимости часто несколько ярче, чем их обычные аналоги главной последовательности с теми же температурами, и потому что многие из этих звезд находятся относительно близко к Земле в галактическом масштабе Галактики Млечный Путь. многие яркие звезды ночного неба являются примерами голубых гигантов, в том числе Бета Центавра (B1III); Мимоза (В0.5III); Беллатриса (B2III); Эпсилон Большого Пса (B2II); и Альфа Люпи (B1.5III) среди других.
Название «голубой гигант» иногда неправильно применяется к другим ярким звездам большой массы, таким как звезды главной последовательности, просто потому, что они большие и горячие. [1]
Характеристики
[ редактировать ]
Голубой гигант не является строго определенным термином и применяется к самым разным типам 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 синими, что означает спектральный класс O, B, а иногда и ранний A. Их температура превышает около 10 000 K, и они имеют массу главной последовательности нулевого возраста (ZAMS) примерно в два раза большую, чем у Солнца ( M ☉ ), и абсолютную звездную величину около 0 или ярче. Эти звезды всего в 5–10 раз больше радиуса Солнца ( R ☉ ) по сравнению с красными гигантами, радиус которых достигает 100 R ☉ .
Самые холодные и наименее яркие звезды, называемые голубыми гигантами, находятся на горизонтальной ветви — это звезды промежуточной массы, которые прошли фазу красных гигантов и теперь сжигают гелий в своих ядрах. В зависимости от массы и химического состава эти звезды постепенно перемещаются в голубую сторону, пока не исчерпают гелий в своих ядрах, а затем возвращаются в красную сторону, в асимптотическую ветвь гигантов (AGB). Переменные звезды RR Лиры , обычно со спектральным классом А, лежат в середине горизонтальной ветви. Звезды с горизонтальной ветвью, более горячие, чем промежуток RR Лиры, обычно считаются голубыми гигантами, а иногда и сами звезды RR Лиры называют голубыми гигантами, несмотря на то, что некоторые из них относятся к классу F. [2] Самые горячие звезды, звезды синей горизонтальной ветви (BHB), называются звездами крайней горизонтальной ветви (EHB) и могут быть горячее, чем звезды главной последовательности той же светимости. В этих случаях их называют голубыми субкарликами (sdB), а не голубыми гигантами, названными в честь их положения слева от главной последовательности на диаграмме HR, а не из-за их повышенной светимости и температуры по сравнению с тем, когда они сами были звездами главной последовательности. . [3]
Для звезд-гигантов не существует строгих верхних пределов, но ранние типы O становится все труднее классифицировать отдельно от звезд главной последовательности и звезд-сверхгигантов, они имеют почти такие же размеры и температуру, как и звезды главной последовательности, из которых они развиваются, и очень короткую жизнь. Хорошим примером является звезда Пласкетта , тесная двойная система, состоящая из двух гигантов типа О, оба с массой более 50 M ☉ , температурой более 30 000 К и более чем в 100 000 раз превышающей светимость Солнца ( L ☉ ). Астрономы до сих пор расходятся во мнениях относительно того, следует ли классифицировать хотя бы одну из звезд как сверхгигант, основываясь на тонких различиях в спектральных линиях. [4]
Эволюция
[ редактировать ]Звезды, находящиеся в области голубых гигантов на диаграмме HR, могут находиться на самых разных стадиях своей жизни, но все они являются развитыми звездами, которые в значительной степени исчерпали запасы водорода в своем ядре.
В простейшем случае горячая светящаяся звезда начинает расширяться по мере того, как в ее ядре заканчивается водород, и сначала становится голубым субгигантом, затем голубым гигантом, становясь одновременно холоднее и ярче. Звезды промежуточной массы будут продолжать расширяться и остывать, пока не станут красными гигантами. Массивные звезды также продолжают расширяться по мере горения водородной оболочки, но они делают это с примерно постоянной светимостью и движутся горизонтально по диаграмме HR. Таким образом, они могут быстро пройти через классы голубых гигантов, ярко-синих гигантов, синих сверхгигантов и желтых сверхгигантов, пока не станут красными сверхгигантами. Класс светимости таких звезд определяется по спектральным линиям, чувствительным к поверхностной гравитации звезды, при этом более расширенным и ярким звездам присваивается классификация I (сверхгиганты), а несколько менее расширенным и более ярким звездам присваивается светимость II или III . [5] Поскольку это массивные звезды с короткой жизнью, многие голубые гиганты встречаются в ассоциациях O–B , которые представляют собой большие скопления слабо связанных молодых звезд.
Звезды BHB более развиты и имеют горящее гелиевое ядро, хотя у них все еще есть обширная водородная оболочка. Они также имеют умеренную массу около 0,5–1,0 M ☉, поэтому они часто намного старше более массивных голубых гигантов. [6] BHB получил свое название от заметной горизонтальной группы звезд, видимой на диаграммах цвет-величина для более старых скоплений, где горящие гелиевые ядра одного и того же возраста встречаются при разных температурах и примерно с одинаковой светимостью. Эти звезды также проходят стадию горения 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 она образует «синий хвост» звезд с меньшей светимостью, а иногда и «синий крючок» из еще более горячих звезд. [7]
Есть и другие высокоразвитые горячие звезды, которые обычно не называют голубыми гигантами: звезды Вольфа-Райе , очень яркие и отличающиеся экстремальными температурами и заметными эмиссионными линиями гелия и азота; звезды post-AGB , образующие планетарные туманности , похожие на звезды Вольфа – Райе, но меньшие по размеру и менее массивные; голубые отставшие звезды , необычные светящиеся голубые звезды, наблюдаемые, очевидно, на главной последовательности в скоплениях, где звезды главной последовательности их светимости должны были эволюционировать в гигантов или сверхгигантов; и настоящие голубые сверхгиганты , самые массивные звезды, развившиеся за пределами голубых гигантов и идентифицированные по эффекту большего расширения в их спектрах.
Чисто теоретическая группа звезд может образоваться, когда красные карлики наконец исчерпают водород своего ядра через триллионы лет в будущем. Эти звезды конвекционны по своей глубине, и ожидается, что их температура и светимость будут очень медленно увеличиваться по мере того, как они накапливают все больше и больше гелия, пока в конечном итоге они не смогут поддерживать термоядерный синтез и быстро схлопнутся, превратившись в белых карликов. Хотя эти звезды могут стать горячее Солнца, они никогда не станут ярче, так что вряд ли они станут такими голубыми гигантами, какими мы видим их сегодня. название «синий карлик», хотя это название может легко сбить с толку. Было придумано [8]
Ссылки
[ редактировать ]
- ^ «Каков жизненный цикл звезды-голубого гиганта?» . Проверено 11 декабря 2017 г.
- ^ Ли, Ю.-В. (1990). «Об эффекте сдвига периода Сэндиджа среди звезд поля RR Лиры» . Астрофизический журнал . 363 : 159. Бибкод : 1990ApJ...363..159L . дои : 10.1086/169326 .
- ^ Гейер, С.; Хибер, У.; Хойзер, К.; Классен, Л.; о'Тул, SJ; Эдельманн, Х. (2013). «Субкарликовая звезда B SB 290 - быстрый вращатель на крайней горизонтальной ветви». Астрономия и астрофизика . 551 : Л4. arXiv : 1301.4129 . Бибкод : 2013A&A...551L...4G . дои : 10.1051/0004-6361/201220964 . S2CID 38686139 .
- ^ Линдер, Н.; Рау, Г.; Мартинс, Ф.; Сана, Х.; Де Беккер, М.; Госсет, Э. (2008). «Оптическая спектроскопия высокого разрешения звезды Пласкетта». Астрономия и астрофизика . 489 (2): 713. arXiv : 0807.4823 . Бибкод : 2008A&A...489..713L . дои : 10.1051/0004-6361:200810003 . S2CID 118431215 .
- ^ Ибен, И.; Рензини, А. (1984). «Эволюция одиночных звезд I. Массивные звезды и ранняя эволюция звезд малой и средней массы». Отчеты по физике . 105 (6): 329. Бибкод : 1984PhR...105..329I . дои : 10.1016/0370-1573(84)90142-X .
- ^ Да Коста, GS; Рейкуба, М.; Джерджен, Х.; Гребель, ЭК (2010). «Древние звезды за пределами местной группы: переменные RR Лиры и голубые звезды горизонтальной ветви в карликовых галактиках группы Скульптора». Астрофизический журнал . 708 (2): L121. arXiv : 0912.1069 . Бибкод : 2010ApJ...708L.121D . дои : 10.1088/2041-8205/708/2/L121 . S2CID 204938705 .
- ^ Кассизи, С.; Саларис, М.; Андерсон, Дж.; Пиотто, Г.; Пьетринферни, А.; Милон, А.; Беллини, А.; Бедин, ЛР (2009). «Горячие звезды с горизонтальной ветвью в ω Центавра: сведения об их происхождении на основе диаграммы цветовых величин скопления». Астрофизический журнал . 702 (2): 1530. arXiv : 0907.3550 . Бибкод : 2009ApJ...702.1530C . дои : 10.1088/0004-637X/702/2/1530 . S2CID 2015110 .
- ^ Адамс, ФК; Боденхаймер, П.; Лафлин, Г. (2005). «М-карлики: формирование планет и долгосрочная эволюция» . Астрономические новости . 326 (10): 913. Бибкод : 2005AN....326..913A . дои : 10.1002/asna.200510440 .
