✖


Jump to content

Синий сверхгигант

Голубой сверхгигант ( BSG ) — горячая, яркая звезда , часто называемая OB- сверхгигантом . Обычно ими считаются люди с классом светимости I и спектральным классом B9 или ранее. [1] хотя иногда сверхгиганты класса А также считаются голубыми сверхгигантами. [2] [3] [4]

Голубые сверхгиганты находятся в верхнем левом углу диаграммы Герцшпрунга-Рассела , выше и справа от главной последовательности. По аналогии с ветвью красных гигантов для маломассивных звезд эту область еще называют ветвью голубых гигантов . [2] Они больше Солнца , но меньше красного сверхгиганта , с температурой поверхности 10 000–50 000 К и светимостью примерно в 10 000–миллион раз выше солнечной. Чаще всего они представляют собой эволюционную фазу между массивными звездами главной последовательности , синтезирующими водород , и красными сверхгигантами, синтезирующими гелий. [4] [5] [6] хотя новые исследования предполагают, что они могут быть результатом звездных слияний . [7] [8]

Большинство сверхгигантов также являются голубыми сверхгигантами (B-типа); голубые сверхгиганты классов от O9.5 до B2 встречаются даже чаще, чем их аналоги из главной последовательности. [9] Наблюдается больше голубых сверхгигантов после главной последовательности, чем ожидается из теоретических моделей, которые предполагают, что голубые сверхгиганты будут недолговечными. Это приводит к проблеме голубых сверхгигантов , хотя необычные звездные внутренности (например, более горячие голубые сверхгиганты с слишком большим ядром, синтезирующим водород, и более холодные, с ядрами, синтезирующими гелий, меньшего размера) могут объяснить это. [10]

Формирование

[ редактировать ]
Ригель и туманность IC 2118, которую он освещает.

Когда-то считалось, что голубые сверхгиганты возникли в результате «питания» межзвездной среды , когда звезды проходили сквозь межзвездные пылевые облака. [11] [8] хотя в настоящее время существует мнение, что голубые сверхгиганты — это развитые звезды большой массы, более крупные и яркие, чем звезды главной последовательности . Звезды О-типа и ранние В-типа с начальными массами около 10–300 M ☉ эволюционируют от главной последовательности всего за несколько миллионов лет по мере расходования их водорода и тяжелых элементов (с атомными номерами 26 (Fe) и меньше) начинают появляться вблизи поверхности звезды. Эти звезды обычно становятся голубыми сверхгигантами, хотя возможно, что некоторые из них (особенно более массивные) эволюционируют непосредственно в звезды Вольфа-Райе . [12] Расширение в стадию сверхгиганта происходит, когда водород в ядре звезды истощается и начинается горение водородной оболочки, но это также может быть вызвано выносом тяжелых элементов на поверхность за счет конвекции и потерей массы из-за увеличения радиационного давления. [13]

Голубые сверхгиганты возникли недавно из главной последовательности, имеют чрезвычайно высокую светимость, высокие темпы потери массы и, как правило, нестабильны. Многие из них становятся светящимися синими переменными (LBV) с эпизодами чрезвычайной потери массы. Синие сверхгиганты с меньшей массой продолжают расширяться, пока не станут красными сверхгигантами. В этом процессе они должны провести некоторое время в виде желтых сверхгигантов или желтых гипергигантов , но это расширение происходит всего за несколько тысяч лет, и поэтому такие звезды редки. Красные сверхгиганты с большей массой сдувают свои внешние атмосферы и превращаются обратно в голубые сверхгиганты, а, возможно, и далее в звезды Вольфа – Райе. [14] [15] В зависимости от точной массы и состава красного сверхгиганта он может совершить несколько синих циклов, прежде чем либо взорвется как сверхновая типа II , либо, наконец, сбросит достаточное количество своих внешних слоев, чтобы снова стать голубым сверхгигантом, менее ярким, чем в первый раз, но более нестабильный. [16] Если такая звезда сможет пройти через желтую эволюционную пустоту, ожидается, что она станет одной из LBV с более низкой светимостью. [17]

Самые массивные синие сверхгиганты слишком ярки, чтобы сохранять обширную атмосферу, и они никогда не расширяются в красные сверхгиганты. Линия раздела составляет примерно 40 M ☉ , хотя самые крутые и крупные красные сверхгиганты развиваются из звезд с начальной массой 15–25 M ☉ . Неясно, смогут ли более массивные голубые сверхгиганты потерять достаточную массу, чтобы безопасно эволюционировать до старости в виде звезды Вольфа Райе и, наконец, белого карлика, или же они достигнут стадии Вольфа Райе и взорвутся как сверхновые , или они взрываются как сверхновые, в то время как голубые сверхгиганты . [12]

Прародителями сверхновых чаще всего являются красные сверхгиганты, и считалось, что только красные сверхгиганты могут взрываться как сверхновые. Однако SN 1987A заставила астрономов пересмотреть эту теорию, поскольку ее прародитель, Сандулек -69° 202 , был голубым сверхгигантом B3. [18] Теперь из наблюдений известно, что почти любой класс эволюционировавших звезд большой массы, включая голубые и желтые сверхгиганты, может взорваться как сверхновая, хотя теория до сих пор не может объяснить, как это сделать. [19] В то время как большинство сверхновых относятся к относительно однородному типу II-P и производятся красными сверхгигантами, голубые сверхгиганты, как наблюдают, производят сверхновые с широким диапазоном светимости, продолжительности и спектральных классов, иногда досветящиеся, как SN 1987A, иногда сверхновые. светящиеся, как многие сверхновые типа IIn. [20] [21] [22]

Характеристики

[ редактировать ]
Спектр звезды B2.

Из-за своей чрезвычайной массы они имеют относительно короткую продолжительность жизни и наблюдаются главным образом в молодых космических структурах, таких как рассеянные скопления , рукава спиральных галактик и в неправильных галактиках . Их редко наблюдают в ядрах спиральных галактик, эллиптических галактиках или шаровых скоплениях , большинство из которых, как полагают, состоят из более старых звезд, хотя недавно было обнаружено, что в ядре Млечного Пути находится несколько массивных рассеянных скоплений и связанных с ними молодых звезд. горячие звезды. [23]

Самый известный пример — Ригель , ярчайшая звезда в созвездии Ориона . Его масса примерно в 20 раз больше Солнца, а светимость примерно в 117 000 раз больше. Несмотря на свою редкость и короткую жизнь, они широко представлены среди звезд, видимых невооруженным глазом; их огромной яркости более чем достаточно, чтобы компенсировать их редкость. [ нужна ссылка ]

Голубые сверхгиганты имеют быстрые звездные ветры, а самые яркие, называемые гипергигантами , имеют спектры, в которых преобладают эмиссионные линии, которые указывают на сильную потерю массы, вызванную континуумом. Голубые сверхгиганты демонстрируют в своих спектрах различное количество тяжелых элементов в зависимости от их возраста и эффективности, с которой продукты нуклеосинтеза в ядре выносятся на поверхность. Быстро вращающиеся сверхгиганты могут быть сильно перемешаны и содержать большое количество гелия и даже более тяжелых элементов, при этом в ядре все еще горит водород; эти звезды имеют спектры, очень похожие на спектры звезды Вольфа Райе. [ нужна ссылка ]

Многие голубые звезды-сверхгиганты являются переменными Альфа Лебедя . [24]

В то время как звездный ветер от красного сверхгиганта плотный и медленный, ветер от голубого сверхгиганта быстрый, но редкий. Когда красный сверхгигант становится синим сверхгигантом, более быстрый ветер, который он производит, воздействует на уже испускаемый медленный ветер и заставляет вытекающее вещество конденсироваться в тонкую оболочку. В некоторых случаях можно увидеть несколько концентрических слабых оболочек в результате последовательных эпизодов потери массы, либо предыдущих синих петель стадии красного сверхгиганта, либо извержений, таких как вспышки LBV. [25]

Примеры

[ редактировать ]
  • Ригель (β Ориона), синий сверхгигант (B-типа), предположительно эволюционирующий в фазу красного сверхгиганта. [26]
  • Денеб (Альфа Лебедя), синий сверхгигант (А-типа). [27] предположительно развивается в фазу красного сверхгиганта [28]
  • Му Стрельца — множественная звездная система, содержащая сверхгигант B-типа.
  • Эта Canis Majoris — голубой сверхгигант спектрального класса B5Ia.
  • UW Canis Majoris (UW CMa), два голубых сверхгиганта (О-типа) в двойной системе.
  • Зета Корма (Наос), синий сверхгигант (О-тип), спектральный класс O4I(n)fp.
  • Альнилам (Эпсилон Ориона) сверхгигант B-типа, спектральный класс B0Ia, центральная звезда Пояса Ориона.
  • Саиф (Каппа Орионис) сверхгигант B-типа, спектральный класс B0.5Ia
  • Chi2 Сверхгигант Ориона B-типа, спектральный класс B2Ia
  • 5 Персея , сверхгигант B-типа, спектральный класс B5Ia.
  • 10 Персея , сверхгигант B-типа, спектральный класс B2Ia.
  • Омикрон² Canis Majoris , сверхгигант B-типа, спектральный класс B3Ia.
  • Лямбда Цефея , сверхгигант B-типа, спектральный тип O6.5I(n)fp
  • Му Стрелец , сверхгигант B-типа, спектральный класс B8Iab(e)
  • 4 Lacertae , сверхгигант B-типа, спектральный класс B9Iab, предположительно находящийся в синей петле. [2]
  • Ню Цефея — сверхгигант A-типа, спектральный класс A2Ia. [2]
  • Alpha Camelopardalis , сверхгигант О-типа, спектральный тип O9Ia.
  • Сигма Лебедя , сверхгигант А-типа, спектральный тип A0Ia.

Ссылки

[ редактировать ]
  1. ^ Мэсси, П.; Пульс, Дж.; Паульдрах, AWA; Бресолин, Ф.; Кудрицкий, Р.П.; Саймон, Т. (2005). «Физические свойства и эффективная температурная шкала звезд O-типа как функция металличности. II. Анализ еще 20 звезд Магелланова облака и результаты из полной выборки». Астрофизический журнал . 627 (1): 477–519. arXiv : astro-ph/0503464 . Бибкод : 2005ApJ...627..477M . дои : 10.1086/430417 . S2CID   18172086 .
  2. ^ Jump up to: а б с д Юдже, Кутлуай (01 января 2005 г.). «Спектральный анализ 4 Lacertae и ν Cephei» . Балтийская астрономия . 14 : 51–82. Бибкод : 2005БалтА..14...51Г . ISSN   1021-6766 .
  3. ^ Бургос, А. де; Симон-Диас, С.; Леннон, диджей; Дорда, Р.; Негеруэла, И.; Урбанеха, Массачусетс; Патрик, ЛР; Эрреро, А. (01 ноября 2020 г.). «Спектроскопическое исследование высокого разрешения массивных синих и красных сверхгигантов в Персее OB1 - I. Определение выборки, принадлежности и кинематики» . Астрономия и астрофизика . 643 : А116. arXiv : 2008.13299 . Бибкод : 2020A&A...643A.116D . дои : 10.1051/0004-6361/202039019 . ISSN   0004-6361 .
  4. ^ Jump up to: а б Вагл, Гурурадж А.; Рэй, Алак; Рагху, Адарш (май 2020 г.). «Прародители сверхновых типа IIP. III. Отношение синих и красных сверхгигантов в моделях с низкой металличностью и конвективным выбросом» . Астрофизический журнал . 894 (2): 118. arXiv : 2004.14419 . Бибкод : 2020ApJ...894..118W . дои : 10.3847/1538-4357/ab8bd5 . ISSN   0004-637X .
  5. ^ Гордон, Майкл С.; Хамфрис, Роберта М. (декабрь 2019 г.). «Красные сверхгиганты, желтые гипергиганты и эволюция после RSG» . Галактики . 7 (4): 92. arXiv : 2009.05153 . Бибкод : 2019Galax...7...92G . дои : 10.3390/galaxies7040092 . ISSN   2075-4434 .
  6. ^ Вамватира-Накоу, К.; Хуцемекерс, Д.; Ройер, П.; Назе, Ю.; Магейн, П.; Экстер, К.; Велкенс, К.; Грёневеген, М.а. Т. (01.09.2013). «Визуализация Гершеля и спектроскопия туманности вокруг светящейся синей переменной звезды WRAY 15-751» . Астрономия и астрофизика . 557 : А20. arXiv : 1307.0759 . Бибкод : 2013A&A...557A..20В . дои : 10.1051/0004-6361/201321853 . ISSN   0004-6361 .
  7. ^ Менон, Атира; Эрколино, Андреа; Урбанеха, Мигель А.; Леннон, Дэниел Дж.; Эрреро, Артемио; Хираи, Рёске; Лангер, Норберт; Шутемейер, Абель; Хацопулос, Эммануил; Франк, Юхан; Шибер, Сагив (март 2024 г.). «Доказательства эволюционировавших звездных двойных слияний в наблюдаемых голубых сверхгигантах B-типа» . Письма астрофизического журнала . 963 (2): Л42. Бибкод : 2024ApJ...963L..42M . дои : 10.3847/2041-8213/ad2074 . ISSN   2041-8205 .
  8. ^ Jump up to: а б Коберлейн, Брайан (26 марта 2024 г.). «Слияние звезд может привести к образованию голубых сверхгигантов» . Вселенная сегодня . Проверено 28 марта 2024 г.
  9. ^ Соуэлл, младший; Триппе, М.; Кабальеро-Ньевес, С.М.; Хоук, Н. (18 июля 2007 г.). «HR-диаграммы на основе HD-звезд в спектральном каталоге Мичигана и каталоге Hipparcos» . Астрономический журнал . 134 (3): 1089. Бибкод : 2007AJ....134.1089S . дои : 10.1086/520060 . ISSN   1538-3881 .
  10. ^ Беллинджер, граф Патрик; де Минк, Сельма Э.; ван Россем, Уолтер Э.; Джастэм, Стивен (2024). «Потенциал астеросейсмологии для решения проблемы голубых сверхгигантов» . Астрофизический журнал . 967 (2): Л39. arXiv : 2311.00038 . Бибкод : 2024ApJ...967L..39B . дои : 10.3847/2041-8213/ad4990 .
  11. ^ Галактика v23n06 (1965 08) .
  12. ^ Jump up to: а б Жорж Мейнэ; Кирилл Георгий; Рафаэль Хирши; Андре Медер; Фил Мэсси; Норберт Пшибилла; Фернанда Ниева (2011). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа-Райе: перспектива одной массивной звезды». Бюллетень Королевского общества наук Льежа . 80 (39): 266–278. arXiv : 1101.5873 . Бибкод : 2011BSRSL..80..266M .
  13. ^ Эггенбергер, П.; Мейне, Г.; Медер, А. (2009). «Моделирование массивных звезд с потерей массы». Коммуникации в астеросейсмологии . 158 : 87. Бибкод : 2009CoAst.158...87E .
  14. ^ Орилья, Л.; Голдадер, доктор медицинских наук; Лейтерер, К.; Шерер, Д.; Олива, Э. (1999). «Моделирование эволюционного синтеза особенностей красных сверхгигантов в ближнем инфракрасном диапазоне». Астрофизический журнал . 514 (1): 96–108. arXiv : astro-ph/9810017 . Бибкод : 1999ApJ...514...96O . дои : 10.1086/306937 . S2CID   14757900 .
  15. ^ Ньюджент; Филип Мэсси; Брайан Скиф; Жорж Мейне (2012). «Желтые и красные сверхгиганты в Большом Магеллановом Облаке». Астрофизический журнал . 749 (2): 177. arXiv : 1202.4225 . Бибкод : 2012ApJ...749..177N . дои : 10.1088/0004-637X/749/2/177 . S2CID   119180846 .
  16. ^ Медер, А.; Мейне, Г. (2001). «Звездная эволюция с вращением. VII». Астрономия и астрофизика . 373 (2): 555–571. arXiv : astro-ph/0105051 . Бибкод : 2001A&A...373..555M . дои : 10.1051/0004-6361:20010596 . S2CID   18125436 .
  17. ^ Стотерс, РБ; Чин, CW (2001). «Желтые гипергиганты как динамически нестабильные посткрасные звезды-сверхгиганты» . Астрофизический журнал . 560 (2): 934. Бибкод : 2001ApJ...560..934S . дои : 10.1086/322438 . hdl : 2060/20010083764 .
  18. ^ Смит, Н.; Иммлер, С.; Вейлер, К. (2007). «Галактические близнецы туманности вокруг SN 1987A: намекает на то, что LBVS могут быть прародителями сверхновых». Материалы конференции AIP . Том. 937. стр. 163–170. arXiv : 0705.3066 . doi : 10.1063/1.2803557 (неактивен 31 мая 2024 г.). S2CID   18799766 . {{cite book}}: |journal= игнорируется ( справка ) CS1 maint: DOI неактивен с мая 2024 г. ( ссылка )
  19. ^ Гал-Ям, А.; Леонард, округ Колумбия (2009). «Массивная звезда-гипергигант как прародительница сверхновой SN 2005gl» (PDF) . Природа . 458 (7240): 865–867. Бибкод : 2009Natur.458..865G . дои : 10.1038/nature07934 . ПМИД   19305392 . S2CID   4392537 . Архивировано из оригинала (PDF) 3 марта 2016 г. Проверено 28 августа 2015 г.
  20. ^ Мауэрхан; Натан Смит; Алексей Филиппенко; Кайл Бланшар; Питер Бланшар; Каспер; Брэдли Ценко; Клубб; Дэниел Коэн (2012). «Беспрецедентная третья вспышка SN 2009ip: светящаяся голубая переменная становится сверхновой» . Тезисы докладов собрания Американского астрономического общества № 221 . 221 : 233.03. arXiv : 1209.6320 . Бибкод : 2013AAS...22123303M . дои : 10.1093/mnras/stt009 . S2CID   119087896 .
  21. ^ Клейзер, И.; Познанский, Д.; Касен, Д.; и др. (2011). «Особенная сверхновая типа II 2000cb». Бюллетень Американского астрономического общества . 43 : 33726. Бибкод : 2011AAS...21733726K .
  22. ^ Георгий, К. (2012). «Желтые сверхгиганты как прародители сверхновых: признак сильной потери массы красных сверхгигантов?». Астрономия и астрофизика . 538 : L8 – L2. arXiv : 1111.7003 . Бибкод : 2012A&A...538L...8G . дои : 10.1051/0004-6361/201118372 . S2CID   55001976 .
  23. ^ Фигер, Д.Ф.; Ким, СС; Моррис, М.; Серабин, Э.; Рич, РМ; Маклин, И.С. (1999). «Наблюдения массивных звездных скоплений вблизи галактического центра с помощью космического телескопа Хаббл/NICMOS» (PDF) . Астрофизический журнал . 525 (2): 750. arXiv : astro-ph/9906299 . Бибкод : 1999ApJ...525..750F . дои : 10.1086/307937 . S2CID   16833191 .
  24. ^ Сайо, Х.; Георгий, К.; Мейне, Г. (2013). «Нестабильность странного режима для микроизменений светящихся синих переменных». Прогресс физики Солнца и звезд: новая эра в гелио- и астеросейсмологии. Материалы семинара Фудзихара, состоявшегося 25–29 ноября . Серия конференций Астрономического общества Тихоокеанского региона. Том. 479. с. 47. arXiv : 1305.4728 . Бибкод : 2013ASPC..479...47S .
  25. ^ Чицу, С.М.; Лангер, Н.; Ван Марл, AJ; Гарсиа-Сегура, Г.; Хегер, А. (2008). «Множественные кольцевые туманности вокруг голубых сверхгигантов». Астрономия и астрофизика . 488 (2): L37. arXiv : 0807.3049 . Бибкод : 2008A&A...488L..37C . дои : 10.1051/0004-6361:200810087 . S2CID   58896016 .
  26. ^ Пшибилла, Н.; Батлер, К.; Беккер, СР; Кудрицкий, Р.П. (22 сентября 2005 г.). «Количественная спектроскопия сверхгигантов типа BA» . arXiv.org . Проверено 1 августа 2024 г.
  27. ^ «Денеб | Синий сверхгигант, созвездие Лебедя и Альфа Лебедя | Британника» . www.britanica.com Проверено 19 марта 2024 г.
  28. ^ Шиллер, Флориан; Пшибилла, Норберт (1 декабря 2007 г.). «Количественная спектроскопия Денеба» . arXiv.org . Проверено 1 августа 2024 г.
Retrieved from "https://en.wikipedia.org/w/index.php?title=Blue_supergiant&oldid=1237896795"
Arc.Ask3.Ru: конец переведенного документа.
Arc.Ask3.Ru
Номер скриншота №: 5ecfe0ea86ad4afd841b7a5c5d81c740__1722465180
URL1:https://arc.ask3.ru/arc/aa/5e/40/5ecfe0ea86ad4afd841b7a5c5d81c740.html
Заголовок, (Title) документа по адресу, URL1:
Blue supergiant - Wikipedia
Данный printscreen веб страницы (снимок веб страницы, скриншот веб страницы), визуально-программная копия документа расположенного по адресу URL1 и сохраненная в файл, имеет: квалифицированную, усовершенствованную (подтверждены: метки времени, валидность сертификата), открепленную ЭЦП (приложена к данному файлу), что может быть использовано для подтверждения содержания и факта существования документа в этот момент времени. Права на данный скриншот принадлежат администрации Ask3.ru, использование в качестве доказательства только с письменного разрешения правообладателя скриншота. Администрация Ask3.ru не несет ответственности за информацию размещенную на данном скриншоте. Права на прочие зарегистрированные элементы любого права, изображенные на снимках принадлежат их владельцам. Качество перевода предоставляется как есть. Любые претензии, иски не могут быть предъявлены. Если вы не согласны с любым пунктом перечисленным выше, вы не можете использовать данный сайт и информация размещенную на нем (сайте/странице), немедленно покиньте данный сайт. В случае нарушения любого пункта перечисленного выше, штраф 55! (Пятьдесят пять факториал, Денежную единицу (имеющую самостоятельную стоимость) можете выбрать самостоятельно, выплаичвается товарами в течение 7 дней с момента нарушения.)