Сверхгигант

Эта статья — о типе звёзд. О виде соревнований см. Супергигант.
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела с указанной областью, занимаемой сверхгигантами

Сверхгиганты — одни из наиболее ярких, крупных и массивных звёзд, светимость которых может в миллионы раз превышать солнечную, а радиус — в тысячи раз. Эти звёзды занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга — Рассела и составляют класс светимости I. У них наблюдается сильный звёздный ветер, практически все они переменны.

Сверхгиганты — молодые и короткоживущие звёзды, относящиеся к населению I. Они качественно отличаются от менее массивных звёзд ходом своей эволюции. Сверхгиганты способны поддерживать в своих недрах такие термоядерные реакции, для прохождения которых необходимы высокие температуры и плотности, и синтезировать тяжёлые элементы, вплоть до железа. В какой-то момент ядро звезды коллапсирует, выделяется большое количество энергии, внешние слои уносятся и наблюдается взрыв сверхновой типа II, а от звезды остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра. Сверхгиганты и порождаемые ими сверхновые — основной источник гелия и альфа-элементов, выбрасываемых в межзвёздную среду.

Характеристики

В скоплении NGC 4755 содержится красный сверхгигант и четыре голубых[1]

Сверхгиганты отличаются от других звёзд очень большой светимостью и размерами и занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга ― Рассела[2]. Светимости таких звёзд составляют от десятков тысяч до миллионов светимостей Солнца, соответственно, абсолютные звёздные величины в среднем варьируются от −4m до −8m. Радиусы таких звёзд могут составлять от 20 R⊙ до нескольких тысяч — наиболее крупные сверхгиганты, оказавшись на месте Солнца, заполнили бы пространство до орбиты Юпитера[3][4][5][6].

Температуры на поверхности сверхгигантов варьируют в широком диапазоне: встречаются сверхгиганты спектральных классов от O до M, по этой причине выделяют голубые, жёлтые и красные сверхгиганты. Абсолютное большинство сверхгигантов принадлежит классу B — их больше, чем всех остальных, вместе взятых[7]. Красные сверхгиганты — наиболее крупные, но из-за более низкой температуры поверхности имеют в среднем такую же светимость, как жёлтые и голубые. Сверхгиганты составляют класс светимости I, который делится на подклассы Ia и Ib[6], относящиеся соответственно к более ярким и менее ярким сверхгигантам. Сверхгиганты с наибольшей светимостью выделяются в отдельный тип ― гипергиганты[8][5][9]. К голубым сверхгигантам относится Ригель, к красным ― Бетельгейзе, к жёлтым — Полярная звезда[5][6].

Звёзды, которые становятся сверхгигантами в ходе своей эволюции (см. ниже➤), имеют начальную массу не менее 8―10 M⊙[10]. Из этого следует, что сверхгиганты ― очень молодые звёзды, их срок жизни не превышает миллионы лет[3][5]. Они принадлежат тонкому диску Галактики и относятся к населению I[11][12].

Из-за большого радиуса сверхгиганты имеют малое ускорение свободного падения — у красных сверхгигантов оно может составлять 10−2 м/с2[13], и очень низкие плотности[14] ― наименьшие у красных сверхгигантов, около 10−7 г/см3[6]. Это приводит к тому, что спектры этих звёзд имеют очень узкие и глубокие спектральные линии, а у самих сверхгигантов наблюдается сильный звёздный ветер и частые выбросы вещества в космос[2][4][5].

Практически все сверхгиганты являются переменными звёздами различных типов[5]. Например, голубые сверхгиганты могут быть яркими голубыми переменными, жёлтые — классическими цефеидами, а красные — миридами[15][16].

Эволюция

Химический состав сверхгиганта в конце эволюции (не в масштабе)

Эволюция сверхгигантов также отличается от эволюции менее массивных звёзд. Звёзды, в ядрах которых исчерпался водород, сходят с главной последовательности и продолжают сжигать его в оболочке вокруг ядра. На этом этапе появляются различия: если звёзды с массой менее 10 M⊙ доходят до предела Хаяси и вступают на ветвь красных гигантов, после чего начинают горение гелия в ядре, то у более массивных звёзд гелий загорается ещё тогда, когда звезда не дошла до предела Хаяси, имеет достаточно высокую температуру и является голубым сверхгигантом. При этом массивные звёзды не сильно увеличивают светимость, так как у них она уже близка к критической, хотя и увеличиваются в размере и продолжает постепенно охлаждаться[10][17][18].

После исчерпания гелия в ядре звезды там постепенно начинается ядерное горение углерода, а гелий продолжает сгорать вокруг ядра. Дальше, аналогичным образом, в ядре начинают происходить другие ядерные реакции и вырабатываться новые элементы, вплоть до железа (см. ниже➤). В звезде образуется множество слоёв из разных химических элементов, на границах которых происходят ядерные реакции[19][20]. Продолжительность стадии сверхгиганта составляет около десятой части и без того короткого срока жизни звезды — не более миллионов лет, причём бо́льшую часть этого времени звезда сжигает в ядре гелий, а остальные фазы нуклеосинтеза длятся не более нескольких тысяч лет[3][21][22].

В наиболее массивных звёздах асимптотической ветви гигантов — с массами 8—10 M⊙ — на определённом этапе их эволюции накапливается достаточно углерода и происходит углеродная детонация, в результате которой звезда, если остаётся целой, также начинает сжигать углерод и эволюционирует как сверхгигант[23][24][25]. Такие звёзды считаются промежуточными между более массивными сверхгигантами и менее массивными звёздами асимптотической ветви гигантов[26][27].

В любом случае, внешне наблюдаемая эволюция может идти по-разному и зависит от множества факторов. Если звезде удаётся сохранить свои внешние оболочки, то её расширение продолжается, она краснеет и становится сначала жёлтым, а затем красным сверхгигантом. Если же звезда лишается бо́льшей части оболочки из-за сильного звёздного ветра или притяжения другой звезды в тесной двойной системе, она повышает температуру и снова может стать голубым сверхгигантом или даже звездой Вольфа — Райе. Тем не менее, потеря части оболочки не препятствует повторному расширению звезды и превращению её в красный сверхгигант[4][10][28].

Нуклеосинтез

Различные стадии нуклеосинтеза в ядрах звёзд разной массы[29]
Стадия Продолжительность стадии в годах
15 M⊙ 20 M⊙ 25 M⊙
Горение водорода 1,1⋅107 7,5⋅106 5,9⋅106
Горение гелия 1,4⋅106 9,3⋅105 6,8⋅105
Горение углерода 2600 1400 970
Горение неона 2,0 1,5 0,77
Горение кислорода 2,5 0,79 0,33
Горение кремния 0,29 0,031 0,023

Процессы нуклеосинтеза в сверхгигантах сложны и разнообразны. В их ядрах последовательно происходят различные реакции, в которых вырабатываются химические элементы, вплоть до железа: его создают звёзды с массами не менее 10—15 M⊙. Синтез более тяжёлых элементов энергетически невыгоден, поэтому идти не может[30][24].

Одна из особенностей этих процессов состоит в том, что последние стадии нуклеосинтеза завершаются очень быстро — за срок порядка или меньше нескольких лет. При этом время, за которое звезда может достаточно изменить размер, температуру и светимость, соответствует тепловой временной шкале, которая для сверхгигантов составляет около 102—103 лет. Следовательно, при этих процессах внешние характеристики звезды практически не меняются, а значительную роль в переносе возросшего потока энергии из ядра начинает играть нейтринное излучение[31].

Горение углерода

После того, как в ядре звезды исчерпывается гелий, оно сжимается, и, при достижении температуры 0,3—1,2⋅109 K в нём начинается ядерное горение углерода[32]:

Изотоп магния находится в возбуждённом состоянии, поэтому может распадаться по одному из приведённых путей[32]:

Также именно во время этой стадии нейтрино начинают играть решающую роль в переносе энергии из ядра[32].

Горение неона

К моменту, когда горение углерода завершается, ядро звезды состоит в основном из кислорода (0,7 массы ядра), неона (0,2—0,3 массы ядра) и магния. Среди этих частиц наименьший кулоновский барьер имеет кислород, но, благодаря наличию в ядре фотонов с высокими энергиями, эндотермические реакции с участием неона становятся доступны при меньшей температуре в 1,2—1,9⋅109 K[33]:

Тем не менее, энерговыделение от остальных реакций, идущих в то же время, делает стадию горения неона экзотермической[33].

Горение кислорода

Когда температура в ядре достигает 1,5—2,6⋅109 K, запускается ядерное горение кислорода[34]:

Ядро серы может распадаться следующим образом[34]:

Горение кремния

Ядерное горение кремния начинается, когда температура в ядре достигает 2,3⋅109 K, при этом формируется железо. Часть кремния проходит через реакции фотодезинтеграции[35]:

Альфа-частицы, образованные таким образом, участвуют в альфа-процессе, конечным продуктом которого являются ядра никеля. Его ядра в результате двойного бета-распада превращаются в ядра железа[35][36]:

Прямая же реакция маловероятна из-за того, что кулоновский барьер для неё слишком велик[36].

Вместе с тем образуемые элементы расщепляются в результате фотодезинтеграции, но равновесие между синтезом и расщеплением всех элементов в ядре достигается только тогда, когда ядро по большей части становится железным. Это состояние называется ядерным статистическим равновесием (англ. nuclear statistical eqilibrium)[35][37].

Коллапс ядра

Когда ядро звезды достигает ядерного статистического равновесия, из-за процессов фотодиссоциации и релятивистских эффектов показатель адиабаты для её ядра падает ниже 4/3. Как следствие теоремы вириала, ядро оказывается неспособным уравновешивать свой вес давлением и начинает сжиматься. Первоначально сжатие происходит не очень быстро — в тепловой временной шкале, при этом также значительно возрастает нейтринный поток[24][38][39]. Однако звёзды с массами 8—10 M⊙ могут избежать этого, и, лишившись оболочки, превратиться в планетарную туманность, а затем в белый карлик, как звёзды асимптотической ветви гигантов[40].

По мере уплотнения ядра в нём начинает происходить нейтронизация вещества, и электронов в нём становится меньше. Так как свободные электроны вносят значительный вклад в давление, то нейтронизация уменьшает давление в ядре, и сжатие ускоряется. Кроме того, фотодиссоциация приводит к появлению ещё большего числа альфа-частиц, и показатель адиабаты дополнительно уменьшается. Ядро начинает коллапсировать и за несколько миллисекунд достигает плотности порядка 1014 г/см3 — это плотность нейтронной звезды[39].

В этот момент материал становится несжимаемым, и коллапс резко прекращается. Ядро при этом отскакивает и сталкивается со внешними слоями, порождая ударную волну, энергия которой составляет порядка 1045—1046 Дж. С учётом того, что в такой плотной среде нейтрино уже не могут покинуть ядро и унести часть энергии, ударная волна с большой скоростью сбрасывает оболочку звезды — получается взрыв сверхновой типа II, а от звезды остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра[39].

Взрыв сверхновой приводит к тому, что окружающее пространство обогащается элементами, которые были выработаны в течение жизни звезды, а также во время вспышки сверхновой при взрывном нуклеосинтезе. Количественное определение массы выброшенного вещества затруднительно, но известно, что сверхновые, порождаемые сверхгигантами — основной поставщик гелия и альфа-элементов в межзвёздную среду[39].

Примечания

  1. ↑ M. W. Feast. A discussion of NGC 4755 and some other young clusters in the Galaxy and the Magellanic Clouds. — 1964. — Т. 20. — С. 22.
  2. ↑ 1 2 Кононович, Мороз, 2004, с. 377.
  3. ↑ 1 2 3 Supergiant star (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 23 марта 2021. Архивировано 26 ноября 2020 года.
  4. ↑ 1 2 3 Darling D. Supergiant. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 23 марта 2021. Архивировано 7 января 2018 года.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 СВЕРХГИГА́НТЫ : [арх. 9 мая 2021] / Юнгельсон Л. Р. // Румыния — Сен-Жан-де-Люз. — М. : Большая российская энциклопедия, 2015. — С. 527. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 29). — ISBN 978-5-85270-366-8.
  6. ↑ 1 2 3 4 Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (англ.) 65—73. Cambridge University Press. Дата обращения: 23 марта 2021. Архивировано 29 декабря 2010 года.
  7. ↑ J. R. Sowell, M. Trippe, S. M. Caballero-Nieves, N. Houk. H-R Diagrams Based on the HD Stars in the Michigan Spectral Catalogue and the Hipparcos Catalog (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2007. — 1 September (vol. 134). — P. 1089—1102. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/520060. Архивировано 4 мая 2019 года.
  8. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 377—378.
  9. ↑ Morgan-Keenan Luminosity Class. astronomy.swin.edu.au. Дата обращения: 23 марта 2021. Архивировано 10 апреля 2021 года.
  10. ↑ 1 2 3 Сурдин, 2015, с. 159—161.
  11. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 440.
  12. ↑ Darling D. Population I. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 24 марта 2021. Архивировано 25 января 2021 года.
  13. ↑ Levesque E. M., Massey P., Olsen K. A. G., Plez B., Josselin E. The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 2005. — August (vol. 628 (vol. 628, iss. 2). — P. 973–985. — ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357. — doi:10.1086/430901. Архивировано 9 марта 2021 года.
  14. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 212.
  15. ↑ Karttunen et al., 2007, pp. 250, 282—283.
  16. ↑ Сурдин, 2015, с. 165—166.
  17. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 174.
  18. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 250.
  19. ↑ Сурдин, 2015, с. 154—157.
  20. ↑ Karttunen et al., 2007, pp. 250—251.
  21. ↑ КРА́СНЫЕ ГИГА́НТЫ И СВЕРХГИГА́НТЫ : [арх. 18 мая 2021] / Юнгельсон Л. Р. // Конго — Крещение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2010. — С. 644. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 15). — ISBN 978-5-85270-346-0.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 214—224.
  23. ↑ Сурдин, 2015, с. 154—159.
  24. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007, pp. 250—253.
  25. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 189.
  26. ↑ Siess L. Evolution of massive AGB stars - I. Carbon burning phase (англ.) // Astronomy & Astrophysics. — Bristol: EDP Sciences, 2006. — 1 March (vol. 448 (iss. 2). — P. 717–729. — ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746. — doi:10.1051/0004-6361:20053043. Архивировано 25 апреля 2021 года.
  27. ↑ Poelarends A. J. T., Herwig F., Langer N., Heger A. The Supernova Channel of Super-AGB Stars (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2008. — 1 March (vol. 675). — P. 614–625. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/520872. Архивировано 7 октября 2019 года.
  28. ↑ Karttunen et al., 2007, pp. 250, 256.
  29. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 216.
  30. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 214—224, 239.
  31. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 216—217.
  32. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 217—219.
  33. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 219—220.
  34. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 220—221.
  35. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 221—222.
  36. ↑ 1 2 Рыжов В. Н. Звездный нуклеосинтез - источник происхождения химических элементов. Астронет. Дата обращения: 24 марта 2021. Архивировано 5 декабря 2018 года.
  37. ↑ 7.4 Нейтронизация вещества и потеря устойчивости звезды. Астронет. Дата обращения: 25 марта 2021. Архивировано 8 января 2020 года.
  38. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 414.
  39. ↑ 1 2 3 4 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 222—224.
  40. ↑ Сурдин, 2015, с. 156.

Литература

  • Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  • Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy (англ.). — 5th Edition. — Berlin—Heidelberg—New York: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
  • Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations (англ.). — Chichester: John Wiley & Sons, 2005. — 338 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.