звезда О-типа
Звезда О-типа — это горячая сине-белая звезда спектрального класса О в системе классификации Йеркса, используемой астрономами . Их температура превышает 30 000 Кельвинов (К). Звезды этого типа имеют сильные линии поглощения ионизированного гелия, сильные линии других ионизованных элементов, а также линии водорода и нейтрального гелия, более слабые, чем спектральный класс B.
Звезды этого типа очень редки, но поскольку они очень яркие, их можно увидеть на больших расстояниях; Из 90 самых ярких звезд, видимых с Земли , 4 относятся к типу О. [а] Из-за своей большой массы звезды О-типа довольно быстро заканчивают свою жизнь в результате сильных взрывов сверхновых , в результате чего образуются черные дыры или нейтронные звезды . Большинство из этих звезд — молодые массивные звезды главной последовательности , гиганты или сверхгиганты , а также некоторые центральные звезды планетарных туманностей , старые звезды малой массы, приближающиеся к концу своей жизни, которые обычно имеют O-подобный спектр.
Звезды О-типа обычно встречаются в областях активного звездообразования , таких как спиральные рукава спиральной галактики или пары галактик, подвергающихся столкновению и слиянию (например, галактики-антенны ). Эти звезды освещают любой окружающий материал и во многом ответственны за отчетливую голубовато-белую и розовую окраску рукавов галактики. Кроме того, звезды О-типа часто встречаются в нескольких звездных системах, где их эволюцию сложнее предсказать из-за переноса массы и возможности взрыва звезд-компонентов в виде сверхновых в разное время.
Классификация
[ редактировать ]Звезды О-типа классифицируются по относительной силе определенных спектральных линий. [1] Ключевыми линиями являются выдающиеся He + линии 454,1 нм и 420,0 нм, которые варьируются от очень слабых при O9,5 до очень сильных в O2–O7, а линии He 0 линии при 447,1 нм и 402,6 нм, которые варьируются от отсутствия в O2/3 до заметных в O9.5. Класс O7 определяется, где He размером 454,1 нанометра + и 447,1 нм He 0 линии имеют одинаковую силу. Самые горячие звезды О-типа имеют настолько слабые нейтральные линии He, что их приходится разделять по относительной силе N. 2+ и Н 3+ линии. [2]
Классы светимости звезд О-типа присваиваются относительной силе He. + эмиссионные линии ионизированного азота и кремния и некоторые линии . Они обозначаются суффиксом «f» в спектральном классе, причем одна буква «f» указывает на N. 2+ и он + эмиссия, «(f)» означает, что эмиссия He слабая или отсутствует, «((f))» означает, что эмиссия N слабая или отсутствует, «f*» указывает на добавление очень сильного N 3+ эмиссия, а «f+» — присутствие Si 3+ эмиссия. Звезды главной последовательности класса светимости V обычно имеют слабые или отсутствующие эмиссионные линии, при этом гиганты и сверхгиганты демонстрируют возрастающую силу эмиссионных линий. В O2–O4 различие между звездами главной последовательности и звездами-сверхгигантами невелико и может даже не отражать истинную светимость или эволюционные различия. В промежуточных классах O5–O8 различие между главной последовательностью «O ((f))», гигантами «O (f)» и сверхгигантами «Of» четко определено и представляет собой определенное увеличение светимости. Возрастающая прочность Si 3+ Эмиссия также является индикатором увеличения светимости и является основным средством присвоения классов светимости поздним звездам О-типа. [3]
Звезды типов от O3 до O8 классифицируются как подтип класса светимости «Vz», если они имеют особенно сильную линию ионизированного гелия с длиной волны 468,6 нм. Считается, что наличие линии указывает на крайнюю молодость; «z» означает нулевой возраст. [4]
Чтобы помочь в классификации звезд О-типа, для большинства определенных типов перечислены стандартные примеры. В следующей таблице приведены по одной из стандартных звезд для каждого спектрального класса. В некоторых случаях стандартная звезда не определена. Для спектральных классов от O2 до O5.5 сверхгиганты не делятся на подтипы Ia / Iab / Ib: спектральные классы субгигантов не определены для типов O2, O2.5 или O3. Классы светимости ярких гигантов не определены для звезд горячее O6. [5]
Характеристики
[ редактировать ]
Звезды О-типа горячие и яркие. Они имеют характерную температуру поверхности в диапазоне 30 000–52 000 К , излучают интенсивный ультрафиолетовый («актиничный») свет и поэтому выглядят в видимом спектре как голубовато-белые. Из-за высоких температур светимость звезд О-типа главной последовательности колеблется от 10 000 светимости Солнца до примерно 1 000 000 раз, гигантов - от 100 000 солнца до более 1 000 000, а сверхгигантов - от примерно 200 000 солнца до нескольких миллионов раз, хотя массы не более примерно 200 M ☉ . [6]
Другие звезды в том же температурном диапазоне включают редкие субкарликовые звезды О-типа ( sdO ), центральные звезды планетарных туманностей (CSPNe) и белые карлики . У белых карликов есть своя схема спектральной классификации, но многие CSPNe имеют спектры O-типа. Даже эти небольшие маломассивные субкарлики и CSPN имеют светимость от нескольких сотен до нескольких тысяч раз больше солнечной. Звезды типа sdO обычно имеют несколько более высокие температуры, чем массивные звезды О-типа, до 100 000 К. [7]
Звезды О-типа представляют собой звезды наибольшей массы на главной последовательности. Самые холодные из них имеют начальную массу примерно в 16 раз больше солнечной. [8] Неясно, каким будет верхний предел массы звезды О-типа. На уровнях солнечной металличности звезды не должны образовываться с массой выше 120–150 M ☉ , но при более низкой металличности этот предел намного выше. Звезды О-типа составляют лишь небольшую часть звезд главной последовательности, и подавляющее большинство из них находится в нижней части диапазона масс. Наиболее массивные и горячие типы О3 и О2 встречаются крайне редко, были определены лишь в 1971 г. [9] и 2002 г. [2] соответственно, и всего известно лишь несколько из них. Звезды-гиганты и сверхгиганты несколько менее массивны, чем самые массивные звезды О-типа главной последовательности из-за потери массы, но по-прежнему остаются одними из самых массивных известных звезд.
Скорость образования звезд класса O невозможно наблюдать напрямую, но можно получить начальные функции масс (IMF), которые моделируют наблюдения существующих звездных популяций и особенно молодых звездных скоплений. В зависимости от выбранного ММП звезды класса О образуются со скоростью одна из нескольких сотен звезд главной последовательности. [10] Поскольку светимость этих звезд увеличивается непропорционально их массе, продолжительность их жизни соответственно сокращается. Самые массивные из них проводят на главной последовательности менее миллиона лет и взрываются как сверхновые через три или четыре миллиона лет. Наименее яркие звезды O-типа могут оставаться на главной последовательности около 10 миллионов лет, но за это время медленно остывают и становятся ранними звездами B-типа. Ни одна массивная звезда не остается со спектральным классом O более 5–6 миллионов лет. [6] [8] Хотя звезды sdO и CSPNe являются звездами малой массы, возраст которых составляет миллиарды лет, время, проведенное на этой фазе их жизни, чрезвычайно короткое, порядка 10 000 000 лет. [11] Современную функцию масс можно наблюдать непосредственно, и в окрестностях Солнца менее одной из 2 000 000 звезд относится к классу O. По разным оценкам, от 0,00003% (0,00002%, если включить белые карлики) до 0,00005% звезд относятся к классу O. [12] [13]
Подсчитано, что в Млечном Пути насчитывается около 20 000 массивных звезд О-типа. Маломассивные звезды О-типа sdO и CSPNe, вероятно, более распространены, хотя и менее ярки, и поэтому их труднее найти. Несмотря на их короткую жизнь, они считаются нормальными стадиями эволюции обычных звезд, лишь немного более массивных, чем Солнце.
Структура
[ редактировать ]
питаются за счет ядерного синтеза Звезды О-типа главной последовательности , как и все звезды главной последовательности, . Однако большая масса звезд О-типа приводит к чрезвычайно высоким температурам ядра . При этих температурах синтез водорода с циклом CNO доминирует в производстве энергии звезды и потребляет ее ядерное топливо с гораздо большей скоростью, чем звезды малой массы, которые синтезируют водород преимущественно с протон-протонным циклом . Интенсивное количество энергии, генерируемой звездами О-типа, не может достаточно эффективно излучаться из их ядер, и, следовательно, в их ядрах наблюдается сильный конвективный поток. Лучевые зоны звезд О-типа располагаются между ядром и фотосферой . Это смешивание материала ядра с верхними слоями часто усиливается быстрым вращением и оказывает драматическое влияние на эволюцию звезд О-типа. Они начинают медленно расширяться и проявлять гигантские или сверхгигантские характеристики, продолжая сжигать водород в своих ядрах, а затем могут оставаться голубыми сверхгигантами большую часть времени во время горения гелиевого ядра. [8] [б]
Звезды типа «sdO» и звезды типа CSPNe имеют существенно разную структуру. Хотя они имеют широкий спектр различных характеристик, до конца не понятно, как они формируются и развиваются; Считается, что у них есть выродившиеся ядра, которые в конечном итоге превратятся в белых карликов. До этого материал за пределами этого ядра состоял в основном из гелия с тонким слоем водорода, который быстро терялся из-за сильного звездного ветра. Звезды этого типа могут иметь несколько разных источников происхождения, но по крайней мере некоторые из них имеют внутренний слой, похожий на оболочку, в котором плавится гелий. Это горение оболочки увеличивает ядро и обеспечивает энергию для высокой светимости этих маленьких звезд. [14]
Эволюция
[ редактировать ]
В жизненном цикле звезд О-типа различная металличность и скорость вращения приводят к значительным различиям в их эволюции, но основы остаются прежними. [8]
Звезды О-типа почти сразу же начинают медленно удаляться от главной последовательности нулевого возраста, постепенно становясь холоднее и немного ярче. Хотя спектроскопически их можно охарактеризовать как гигантов или сверхгигантов, они продолжают сжигать водород в своих ядрах в течение нескольких миллионов лет и развиваются совершенно иначе, чем звезды малой массы, такие как Солнце. Большинство звезд главной последовательности O-типа будут развиваться более или менее горизонтально на диаграмме HR в сторону более низких температур, от «актиничного» фиолетового цвета к синему, становясь голубыми сверхгигантами. Воспламенение гелия в ядре происходит плавно по мере расширения и охлаждения звезд. Существует ряд сложных фаз, зависящих от точной массы звезды и других начальных условий, но звезды O-типа с наименьшей массой в конечном итоге эволюционируют в красные сверхгиганты , продолжая сжигать гелий в своих ядрах. Если они сначала не взорвутся как сверхновые, то потеряют свои внешние слои и снова станут более горячими, иногда проходя через несколько синих петель, прежде чем, наконец, достигнут Земли. Вольфа-Райе Стадия .
Более массивные звезды, первоначально звезды главной последовательности, более горячие, чем примерно O9, никогда не становятся красными сверхгигантами, потому что сильная конвекция и высокая светимость слишком быстро сдувают внешние слои. Звезды с массой 25–60 M ☉ могут стать желтыми гипергигантами, прежде чем либо взорваться как сверхновая, либо вернуться к более высоким температурам. Выше примерно 60 M ☉ звезды O-типа эволюционируют через короткий синий гипергигант или светящуюся синюю переменную фазу непосредственно к звездам Вольфа – Райе. У самых массивных звезд O-типа развивается спектральный класс WNLh, когда они начинают конвектировать материал от ядра к поверхности, и это самые яркие звезды из существующих.
Звезды с низкой и средней массой стареют совершенно по-разному: проходят фазы красного гиганта , горизонтальную ветвь , асимптотическую ветвь гигантов (AGB), а затем фазы после AGB . Эволюция после AGB обычно включает в себя резкую потерю массы, иногда оставляя планетарную туманность и оставляя все более горячую обнаженную внутреннюю часть звезды. Если осталось достаточно гелия и водорода, эти маленькие, но чрезвычайно горячие звезды будут иметь спектр О-типа. Их температура повышается до тех пор, пока не прекратится горение оболочки и потеря массы, затем они остывают и превращаются в белых карликов.
При определенных массах или химическом составе, или, возможно, в результате двойных взаимодействий, некоторые из этих звезд с меньшей массой становятся необычно горячими во время горизонтальной ветви или фазы AGB . Причин может быть несколько, до конца не изученных, включая слияния звезд или очень поздние тепловые импульсы, повторно зажигающие звезды после AGB. Они выглядят как очень горячие OB-звезды, но лишь умеренно светящиеся и расположенные ниже главной последовательности. Существуют горячие субкарлики O (sdO) и B (sdB), хотя они могут развиваться совершенно по-разному. Звезды типа sdO имеют довольно нормальный спектр O, но светимость лишь примерно в тысячу раз превышает солнечную.
Примеры
[ редактировать ]Звезды О-типа редки, но ярки, поэтому их легко обнаружить, и существует множество примеров, наблюдаемых невооруженным глазом.
Планетарные туманности
центральные звезды
Центральная звезда NGC 6826 — маломассивная звезда O6.
Сверхгиганты
Гиганты 
Альнитак — тройная звездная система со сверхгигантом O9.7 и гигантом O9, а также гигантом B0. Эти звезды освещают близлежащую туманность Пламя .
субкарлики - HD 49798 (sdO6p)
Основная последовательность 
Самая яркая звезда в скоплении Трапеции — звезда O7V θ. 1 Орион C. Остальные три — звезды главной последовательности B0,5 и B1.
Расположение
[ редактировать ]
Спиральные рукава
[ редактировать ]Звезды главной последовательности О-типа обычно появляются в рукавах спиральных галактик. Это связано с тем, что спиральный рукав, движущийся в пространстве, сжимает любые молекулярные облака на своем пути. Первоначальное сжатие этих молекулярных облаков приводит к образованию звезд, некоторые из которых относятся к звездам О- и В-типа . Кроме того, поскольку время жизни этих звезд короче, они не могут переместиться на большие расстояния перед своей смертью и поэтому остаются внутри или относительно близко к спиральному рукаву, в котором они сформировались. С другой стороны, менее массивные звезды живут дольше и поэтому встречаются по всему галактическому диску , в том числе между спиральными рукавами.
O/OB ассоциации
[ редактировать ]Звездные ассоциации — это группы звезд, которые не связаны гравитацией с самого начала своего формирования. Звезды в звездных ассоциациях движутся друг от друга так быстро, что силы гравитации не могут удержать их вместе. В молодых звездных ассоциациях большая часть света исходит от звезд О- и В-типа, поэтому такие ассоциации называются ОВ-ассоциациями .
Молекулярные облака
[ редактировать ]Рождение звезды О-типа в молекулярном облаке оказывает разрушительное воздействие на облако, но также может спровоцировать образование новых звезд. Звезды О-типа излучают обильное количество ультрафиолетового излучения, которое ионизирует газ в облаке и отталкивает его. [15] Звезды О-типа также обладают мощными звездными ветрами со скоростью в тысячи километров в секунду, которые могут надуть пузырь в молекулярном облаке вокруг звезды. [16] Звезды О-типа после смерти взрываются как сверхновые, высвобождая огромное количество энергии, способствуя разрушению молекулярного облака. [17] Эти эффекты рассеивают оставшийся молекулярный материал в области звездообразования, в конечном итоге останавливая рождение новых звезд и, возможно, оставляя после себя молодое рассеянное скопление .
Тем не менее, до того, как облако разрушится, захват материала расширяющимся пузырем (так называемый сбор и коллапс ) или сжатие существующих облаков (так называемый радиационный имплозий ) может привести к рождению новых звезд. Свидетельства запуска звездообразования наблюдались в ряде областей звездообразования, таких как Цефей B и туманность Слоновий хобот (где на него может приходиться 14–25% образовавшихся звезд). [18] [19]
Сноски
[ редактировать ]- ↑ Четыре заметно яркие звезды О-типа — это Гамма Велорум , Альнитак (Зета Ориона), Минтака (Дельта Ориона) и Зета Корма .
- ^ Корона , присутствующая в других спектральных классах, также присутствует у звезд главной последовательности О-типа, однако короны звезд главной последовательности О-типа простираются гораздо дальше и генерируют звездные ветры во много раз сильнее. Интенсивное излучение и солнечные ветры от звезд главной последовательности О-типа достаточно сильны, чтобы стереть атмосферы с планет, которые формируются внутри радиуса обитаемой зоны звезды, посредством фотоиспарения . [ нужна ссылка ]
Ссылки
[ редактировать ]- ^ Уолборн, Северная Каролина; Фитцпатрик, Эл. (1990). «Современная оптическая спектральная классификация OB-звезд - цифровой атлас». Публикации Тихоокеанского астрономического общества . 102 : 379. Бибкод : 1990PASP..102..379W . дои : 10.1086/132646 . S2CID 122609922 .
- ^ Jump up to: а б с д и ж Уолборн, Северная Каролина; Ховарт, ID; Леннон, диджей; Мэсси, П.; Ой, М.С.; Моффат, AFJ; и др. (2002). «Новая система спектральной классификации самых ранних звезд O: определение типа O2» (PDF) . Астрономический журнал . 123 (5): 2754. Бибкод : 2002AJ....123.2754W . дои : 10.1086/339831 . S2CID 122127697 .
- ^ Маркова Н.; Пульс, Дж.; Скудери, С.; Симон-Диас, С.; Эрреро, А. (2011). «Спектроскопические и физические параметры галактических звезд О-типа. I. Эффекты вращения и спектральной разрешающей способности в спектральной классификации карликов и гигантов». Астрономия и астрофизика . 530 : А11. arXiv : 1103.3357 . Бибкод : 2011A&A...530A..11M . дои : 10.1051/0004-6361/201015956 . S2CID 118686731 .
- ^ Ариас, Юлия И.; Уолборн, Нолан Р.; Саймон Диас, Серджио; Барба, Родольфо Х.; Кукуруза Апелланиз, Иисус; Сабин-Санджулиан, Каролина; и др. (2016). «Спектральная классификация и свойства звезд OVz в спектроскопическом обзоре галактических звезд O (GOSSS)» . Астрономический журнал . 152 (2): 31. arXiv : 1604.03842 . Бибкод : 2016AJ....152...31A . дои : 10.3847/0004-6256/152/2/31 . S2CID 119259952 .
- ^ Jump up to: а б Маис Апелланис, судья; Сота, А.; Ариас, Дж.И.; Барба, Р.Х.; Уолборн, Северная Каролина; Симон-Диас, С.; Негеруэла, И.; Марко, А.; Леан о, JRS; Эрреро, А.; Гамен, РЦ; Альфаро, Э.Дж. (2016). «Спектроскопический обзор Галактических звезд О (GOSSS). III. 142 дополнительные системы О-типа» . Серия дополнений к астрофизическому журналу . 224 (1): 4. arXiv : 1602.01336 . Бибкод : 2016ApJS..224....4M . дои : 10.3847/0067-0049/224/1/4 . S2CID 55658165 .
- ^ Jump up to: а б Вайднер, Карстен; Винк, Джорик (2010). «Массы и несоответствие масс звезд О-типа». Астрономия и астрофизика . 524 : А98. arXiv : 1010.2204 . Бибкод : 2010A&A...524A..98W . дои : 10.1051/0004-6361/201014491 . S2CID 118836634 .
- ^ Аллер, А.; Миранда, LF; Улла, А.; Васкес, Р.; Гильен, П.Ф.; Ольгин, Л.; и др. (2013). «Обнаружение многооболочечной планетарной туманности вокруг горячей субкарликовой звезды О-типа 2MASS J19310888+4324577». Астрономия и астрофизика . 552 : А25. arXiv : 1301.7210 . Бибкод : 2013A&A...552A..25A . дои : 10.1051/0004-6361/201219560 . S2CID 59036773 .
- ^ Jump up to: а б с д Мейне, Г.; Медер, А. (2003). «Звездная эволюция с вращением». Астрономия и астрофизика . 404 (3): 975–990. arXiv : astro-ph/0304069 . Бибкод : 2003A&A...404..975M . дои : 10.1051/0004-6361:20030512 . S2CID 17546535 .
- ^ Уолборн, Северная Каролина (1971). «Некоторые чрезвычайно ранние О-звезды вблизи η Киля » . Астрофизический журнал . 167 : Л31. Бибкод : 1971ApJ...167L..31W . дои : 10.1086/180754 .
- ^ Крупа, Павел; Вайднер, Карстен; Пфламм-Альтенбург, Ян; Тис, Инго; Дабрингхаузен, Йорг; Маркс, Майкл; Машбергер, Томас (2013). «Звездная и субзвездная начальная функция массы простых и сложных популяций». Планеты, звезды и звездные системы . стр. 115–242. arXiv : 1112.3340 . дои : 10.1007/978-94-007-5612-0_4 . ISBN 978-94-007-5611-3 . S2CID 204934137 .
- ^ Ю, С.; Ли, Л. (2009). «Горячие субкарлики из стабильного канала переполнения доли Роша». Астрономия и астрофизика . 503 (1): 151. arXiv : 0906.2316 . Бибкод : 2009A&A...503..151Y . дои : 10.1051/0004-6361/200809454 . S2CID 15336878 .
- ^ Ледрю, Гленн (февраль 2001 г.). «Настоящее звездное небо». Журнал Королевского астрономического общества Канады . 95 : 32. Бибкод : 2001JRASC..95...32L .
- ^ Мамаек, Эрик (ред.). «Численность звезд разных типов в окрестностях Солнца» (сайт факультета). Университет Рочестера . Проверено 31 октября 2018 г.
- ^ Лэндстрит, Джон Д.; Баньуло, Стефано; Фоссати, Лука; Джордан, Стефан; О'Тул, Саймон Дж. (2012). «Магнитные поля горячих субкарликовых звезд». Астрономия и астрофизика . 541 : А100. arXiv : 1203.6815 . Бибкод : 2012A&A...541A.100L . дои : 10.1051/0004-6361/201219178 . S2CID 118474970 .
- ^ Дейл, Дж. Э.; и др. (2013). «Ионизирующая обратная связь от массивных звезд в массивных скоплениях - III. Разрушение частично несвязанных облаков». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 430 (1): 234–246. arXiv : 1212.2011 . Бибкод : 2013MNRAS.430..234D . дои : 10.1093/mnras/sts592 . S2CID 118480561 .
- ^ Дейл, КВ; и др. (2008). «Влияние звездных ветров на образование протокластера». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 391 (2): 2–13. arXiv : 0808.1510 . Бибкод : 2008MNRAS.391....2D . дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.13802.x . S2CID 16227011 .
- ^ Декель, А.; Крумхольц, MR (2013). «Устойчивые истечения в гигантских скоплениях дисковых галактик с высоким z во время миграции и роста за счет аккреции». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 432 (1): 455–467. arXiv : 1302.4457 . Бибкод : 2013MNRAS.432..455D . дои : 10.1093/mnras/stt480 . S2CID 32488591 .
- ^ Гетман, К.В.; и др. (2009). «Эволюция протопланетного диска вокруг запущенной области звездообразования Цефея B». Астрофизический журнал . 699 (2): 1454–1472. arXiv : 0904.4907 . Бибкод : 2009ApJ...699.1454G . дои : 10.1088/0004-637X/699/2/1454 . S2CID 18149231 .
- ^ Гетман, К.В.; и др. (2012). «Туманность Слоновий Хобот и скопление Трамплера 37: вклад триггерного звездообразования в общую популяцию H». II . Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 426 (4): 2917–2943. arXiv : 1208.1471 . Bibcode : 2012MNRAS.426.2917G . doi : 10.1111/j.1365-2966.2012.21879.x S2CID 4 9528100 .
