Русская Википедия:Сверхгигант
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
Сверхгиганты отличаются от других звёзд очень большой светимостью и размерами и занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга ― РасселаШаблон:Sfn. 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 Шаблон:Ro до нескольких тысяч — наиболее крупные сверхгиганты, оказавшись на месте Солнца, заполнили бы пространство до орбиты Юпитера[2][3][4][5].
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[6]. 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[5], относящиеся соответственно к более ярким и менее ярким сверхгигантам. Сверхгиганты с наибольшей светимостью выделяются в отдельный тип ― гипергигантыШаблон:Sfn[4][7]. К голубым сверхгигантам относится Ригель, к красным ― Бетельгейзе, к жёлтым — Полярная звезда[4][5].
Звёзды, которые становятся сверхгигантами в ходе своей эволюции (см. нижеШаблон:Переход), имеют начальную массу не менее 8―10 Шаблон:MoШаблон:Sfn. Из этого следует, что сверхгиганты ― очень молодые звёзды, их срок жизни не превышает миллионы лет[2][4]. Они принадлежат тонкому диску Галактики и относятся к населению IШаблон:Sfn[8].
Из-за большого радиуса сверхгиганты имеют малое ускорение свободного падения — у красных сверхгигантов оно может составлять Шаблон:E м/с2[9], и очень низкие плотностиШаблон:Sfn ― наименьшие у красных сверхгигантов, около Шаблон:E г/см3[5]. 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 космосШаблон:Sfn[3][4].
Практически все сверхгиганты являются переменными звёздами различных типов[4]. Например, голубые сверхгиганты могут быть яркими голубыми переменными, жёлтые — классическими цефеидами, а красные — миридамиШаблон:SfnШаблон:Sfn.
Эволюция
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 Шаблон:Mo 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 охлаждатьсяШаблон:SfnШаблон:SfnШаблон:Sfn.
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. нижеШаблон:Переход). В звезде образуется множество слоёв из разных химических элементов, на границах которых происходят ядерные реакцииШаблон:SfnШаблон:Sfn. Продолжительность стадии сверхгиганта составляет около десятой части и без того короткого срока жизни звезды — не более миллионов лет, причём большую часть этого времени звезда сжигает в ядре гелий, а остальные фазы нуклеосинтеза длятся не более нескольких тысяч лет[2][10]Шаблон:Sfn.
В наиболее массивных звёздах асимптотической ветви гигантов — с массами 8—10 Шаблон:Mo — 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 сверхгигантШаблон:SfnШаблон:SfnШаблон:Sfn. Такие звёзды считаются промежуточными между более массивными сверхгигантами и менее массивными звёздами асимптотической ветви гигантов[11][12].
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 большей 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[3]Шаблон:SfnШаблон:Sfn.
Нуклеосинтез
Стадия | Продолжительность стадии в годах | ||
---|---|---|---|
15 Шаблон:Mo | 20 Шаблон:Mo | 25 Шаблон:Mo | |
Горение водорода | 1,1Шаблон:E | 7,5Шаблон:E | 5,9Шаблон:E |
Горение гелия | 1,4Шаблон:E | 9,3Шаблон:E | 6,8Шаблон:E |
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 Шаблон:Mo. Синтез более тяжёлых элементов энергетически невыгоден, поэтому идти не можетШаблон:SfnШаблон:Sfn.
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 Шаблон:E—Шаблон:E лет. Следовательно, при этих процессах внешние характеристики звезды практически не меняются, а значительную роль в переносе возросшего потока энергии из ядра начинает играть нейтринное излучениеШаблон:Sfn.
Горение углерода
После того, как в ядре звезды исчерпывается гелий, оно сжимается, и, при достижении температуры 0,3—1,2Шаблон:E K в нём начинается ядерное горение углеродаШаблон:Sfn:
- <chem>^{12}C + ^{12}C -> ^{24}Mg</chem>
Изотоп магния находится в возбуждённом состоянии, поэтому может распадаться по одному из приведённых путейШаблон:Sfn:
- <chem>^{24}Mg -> ^{23}Mg + n</chem>
- <chem>^{24}Mg -> ^{20}Ne + \alpha</chem>
- <chem>^{24}Mg -> ^{23}Na + p</chem>
Также именно во время этой стадии нейтрино начинают играть решающую роль в переносе энергии из ядраШаблон:Sfn.
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—1,9Шаблон:E KШаблон:Sfn:
- <chem>^{20}Ne + \gamma -> ^{16}O + \alpha</chem>
Тем не менее, энерговыделение от остальных реакций, идущих в то же время, делает стадию горения неона экзотермическойШаблон:Sfn.
Горение кислорода
Когда температура в ядре достигает 1,5—2,6Шаблон:E K, запускается ядерное горение кислородаШаблон:Sfn:
- <chem>^{16}O + ^{16}O -> ^{32}S</chem>
Ядро серы может распадаться следующим образомШаблон:Sfn:
- <chem>^{32}S -> ^{31}S + n</chem>
- <chem>^{32}S -> ^{31}P + p</chem>
- <chem>^{32}S -> ^{30}P + ^2D</chem>
- <chem>^{32}S -> ^{28}Si + \alpha</chem>
Горение кремния
Ядерное горение кремния начинается, когда температура в ядре достигает 2,3Шаблон:E K, при этом формируется железо. Часть кремния проходит через реакции фотодезинтеграцииШаблон:Sfn:
- <chem>^{28}Si + \gamma -> ^{24}Mg + \alpha</chem>
- <chem>^{24}Mg + \gamma -> ^{20}Ne + \alpha</chem>
- <chem>^{20}Ne + \gamma -> ^{16}O + \alpha</chem>
- <chem>^{16}O + \gamma -> ^{12}C + \alpha</chem>
- <chem>^{12}C + \gamma -> 3 \alpha</chem>
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 железаШаблон:Sfn[13]:
- <chem>^{28}Si + 7 \alpha -> ^{56}Ni</chem>
- <chem>^{56}Ni -> ^{56}Fe + 2\beta</chem>
Прямая же реакция <chem>^{28}Si + ^{28}Si -> ^{56}Ni</chem> маловероятна из-за того, что кулоновский барьер для неё слишком велик[13].
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 (Шаблон:Lang-en)Шаблон:Sfn[14].
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 потокШаблон:SfnШаблон:SfnШаблон:Sfn. Однако звёзды с массами 8—10 Шаблон:Mo могут избежать этого, и, лишившись оболочки, превратиться в планетарную туманность, а затем в белый карлик, как звёзды асимптотической ветви гигантовШаблон:Sfn.
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 Шаблон:S3 — это плотность нейтронной звездыШаблон:Sfn.
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 Шаблон:E—Шаблон:E 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 дыраШаблон:Sfn.
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 средуШаблон:Sfn.
Примечания
Литература
Шаблон:ВС Шаблон:Звёзды Шаблон:Спектральная классификация звёзд Шаблон:Хорошая статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ 2,0 2,1 2,2 Шаблон:Cite web
- ↑ 3,0 3,1 3,2 Шаблон:Cite web
- ↑ 4,0 4,1 4,2 4,3 4,4 4,5 Шаблон:БРЭ
- ↑ 5,0 5,1 5,2 5,3 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:БРЭ
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ Шаблон:Статья
- ↑ 13,0 13,1 Шаблон:Cite web
- ↑ Шаблон:Cite web