Сверхгигант: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
[непроверенная версия][непроверенная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
Доработка статьи
Строка 5: Строка 5:


== Параметры ==
== Параметры ==
Сверхгиганты — массивные звёзды, Их массы — более 8−12 масс Солнца, а светимости — от 1000 до миллионов [[Светимость Солнца|солнечных]]. [[Радиус]]ы могут сильно отличаться — от 30 до 500, а иногда и более 1000 [[Солнечный радиус|радиусов Солнца]].
[[File:A Snapshot of the Jewel Box cluster with the ESO VLT.jpg|thumb|left|upright=1.0|Пять звёзд-сверхгигантов в скоплении [[NGC 4755]]: четыре [[Голубой сверхгигант|голубых]] и один [[Красный сверхгигант|красный]].]]Сверхгиганты — массивные звёзды, их массы — более 8 <var>M</var><sub>☉</sub>, а светимости — от 1000 до миллионов [[Светимость Солнца|солнечных]]. [[Радиус]]ы также могут сильно отличаться — от 30 до 500, а иногда и более 1000 [[Солнечный радиус|<var>R</var><sub>☉</sub>]].


Из [[Закон Стефана — Больцмана|закона Стефана — Больцмана]] следует, что относительно холодные поверхности [[Красный сверхгигант|красных сверхгигантов]] выделяют намного меньше энергии с единицы площади, чем горячие [[Голубой сверхгигант|голубые сверхгиганты]]. Поэтому при одинаковой светимости красный сверхгигант всегда будет иметь больший размер, чем голубой.
Из [[Закон Стефана — Больцмана|закона Стефана — Больцмана]] следует, что относительно холодные поверхности [[Красный сверхгигант|красных сверхгигантов]] выделяют намного меньше энергии с единицы площади, чем горячие [[Голубой сверхгигант|голубые сверхгиганты]]. Поэтому при одинаковой светимости красный сверхгигант всегда будет иметь больший размер, чем голубой.


Эти звёзды имеют [[Спектральные классы звёзд#Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)|класс светимости]] I, иногда разделяемый на Ia, Iab, Ib по светимости. Самые яркие сверхгиганты могут обозначаться Ia+ или 0 и называться [[Гипергигант|гипергигантами]].
== Эволюция ==
[[File:A Snapshot of the Jewel Box cluster with the ESO VLT.jpg|thumb|left|upright=1.0|Пять звёзд-сверхгигантов в скоплении [[NGC 4755]]: четыре [[Голубой сверхгигант|голубых]] и один [[Красный сверхгигант|красный]].]]{{Основная статья|Звёздная эволюция}}
⚫
Перед тем, как стать сверхгигантами, звёзды проходят стадию [[Главная последовательность|главной последовательности]]. Сверхгигантами становятся самые массивные звёзды, которые на главной последовательности имели [[Спектральные классы звёзд|спектральный класс]] O или ранний B. Эти звёзды выделяют много энергии, синтезируя [[гелий]] из [[Водород|водорода]] в ядре, и эта стадия длится несколько или несколько десятков миллионов лет. В определённый момент давление в ядре увеличивается настолько, что в нём начинается [[тройная гелиевая реакция]] — синтез ядер [[Углерод|углерода]] из трёх ядер гелия. Сама звезда увеличивается в размере и охлаждается, перреходя на стадию сверхгигантов на некоторое время<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20050326090756/http://www.physics.uc.edu/~sitko/Spring00/4-Starevol/starevol.html|title=STELLAR STRUCTURE AND EVOLUTION|author=|website=|date=|publisher=}}</ref>.


У этих звёзд, в отличие от менее массивных, ядро не становится вырожденным, поэтому сжатие может продолжаться. Вместе с синтезом углерода происходит синтез более тяжёлых элементов, вплоть до [[Железо|железа]]; дальнейший синтез энергетически невыгоден, так как [[Дефект массы|удельная энергия связи ядра]] для него максимальна, поэтому в ядре начинает накапливаться железо. В определённый момент железное ядро достигает таких размеров, что его давления уже не может компенсировать вес внешних слоёв и собственный, и коллапсирует с нейтронизацией вещества. В результате образуется [[сверхновая звезда]], и от массы зависит, останется ли на месте сверхгиганта [[нейтронная звезда]] или [[чёрная дыра]]<ref name=":0">{{Книга|автор=Кононович Э.В., Мороз В.И.|заглавие=Общий курс астрономии|ответственный=|год=2004|издание=2-е, исправленное|место=|издательство=УРСС|страницы=413|страниц=544|isbn=5-354-00866-2}}</ref>.
Из-за того, что такие звёзды живут недолго — их присутствие показывает области звездообразования, например, в [[Спиральная галактика|спиральных галактиках]] и в [[Неправильная галактика|неправильных]], так как они не успевают переместиться в другие области, а когда звездообразование прекращается — спустя небольшое время их уже не остаётся. Напротив, их отсутствие в [[балдж]]ах, [[Шаровое скопление|шаровых скоплениях]] и в [[Эллиптическая галактика|эллиптических галактиках]] указывает на то, что это старые объекты<ref name=":1">{{Книга|автор=Кононович Э.В., Мороз В.И.|заглавие=Общий курс астрономии|ответственный=|год=2004|издание=2-е, исправленное|место=|издательство=УРСС|страницы=442|страниц=544|isbn=5-354-00866-2}}</ref>.


== Виды сверхгигантов ==
Из-за того, что такие звёзды живут недолго — их присутствие показывает области звездообразования, например, в [[Спиральная галактика|спиральных галактиках]] и в [[Неправильная галактика|неправильных]], так как они не успевают переместиться в другие области, а когда звездообразование прекращается — спустя небольшое время их уже не остаётся. Напротив, их отсутствие в [[балдж]]ах, [[Шаровое скопление|шаровых скоплениях]] и в [[Эллиптическая галактика|эллиптических галактиках]] указывает на то, что это старые объекты.
[[Файл:Evolved_star_fusion_shells.svg|альт=|мини|300x300пкс|Сверхгигант на поздних стадиях эволюции (не в масштабе)]]
Несмотря на то, что все сверхгиганты проявляются как звёзды очень большой светимости, их происхождения и внутренние характеристики различаются.

=== Сверхгигант как стадия эволюции ===
⚫
Перед тем, как стать сверхгигантами, звёзды проходят стадию [[Главная последовательность|главной последовательности]]. Сверхгигантами становятся самые массивные звёзды, которые на главной последовательности имели [[Спектральные классы звёзд|спектральный класс]] O или ранний B и массу более 10 <var>M</var><sub>☉</sub>. Эти звёзды выделяют много энергии, синтезируя [[гелий]] из [[Водород|водорода]] в ядре, и эта стадия длится несколько или несколько десятков миллионов лет. В определённый момент давление в ядре увеличивается настолько, что в нём начинается [[тройная гелиевая реакция]] — синтез ядер [[Углерод|углерода]] из трёх ядер гелия. Сама звезда увеличивается в размере и охлаждается, переходя на стадию сверхгигантов<ref>{{Cite web|url=https://web.archive.org/web/20050326090756/http://www.physics.uc.edu/~sitko/Spring00/4-Starevol/starevol.html|title=STELLAR STRUCTURE AND EVOLUTION|author=|website=|date=|publisher=}}</ref>.

В этот момент отличие от менее массивных звёзд заключается в том, что ядро звезды не становится вырожденным (из-за чего гелий загорается постепенно, а не в результате [[Гелиевая вспышка|гелиевой вспышки]]), а также в том, что светимость при переходе практически не возрастает.

У этих звёзд в некоторый момент начинаются термоядерные реакции с участием углерода, а затем и более тяжёлых элементов, вплоть до [[Железо|железа]]: дальнейший синтез энергетически невыгоден, так как [[Дефект массы|удельная энергия связи ядра]] для него максимальна. Области синтеза более лёгких элементов начинают перемещаться наружу, и в итоге звезда по своему строению начинает напоминать луковицу: она состоит из множества слоёв разных химических элементов. В ядре начинает накапливаться железо, в определённый момент железное ядро достигает таких размеров, что его давления уже не может компенсировать вес внешних слоёв и собственный, и коллапсирует с нейтронизацией вещества. В результате образуется [[сверхновая звезда|сверхновая]], и от массы зависит, останется ли на её месте [[нейтронная звезда]] или [[чёрная дыра]]<ref name=":0">{{Книга|автор=Кононович Э.В., Мороз В.И.|заглавие=Общий курс астрономии|ответственный=|год=2004|издание=2-е, исправленное|место=|издательство=УРСС|страницы=413|страниц=544|isbn=5-354-00866-2}}</ref><ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/structure/physics/nuclei/co_burn.htm|title=Горение C и O на поздних стадиях эволюции|author=|website=|date=|publisher=}}</ref>.

Сама стадия сверхгигантов длится примерно в 10 раз меньше, чем стадия главной последовательности<ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1170638/evolution/hr_diagram/srg.htm|title=Сверхгиганты|author=|website=|date=|publisher=}}</ref>.

=== Другие звёзды с похожими характеристиками ===
Есть также несколько классов звёзд, которые находятся на другой стадии эволюции, но также могут иметь очень высокую светимость.

* Звёзды [[Асимптотическая ветвь гигантов|асимптотической ветви гигантов]] и после неё находятся на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга — Рассела]] примерно там же, где и [[Красный сверхгигант|красные сверхгиганты]], но в них происходит только горение гелия, а в конце жизни они становятся [[Белый карлик|белыми карликами]]. И хотя у звёзд с массами 8−10 <var>M</var><sub>☉</sub> условия в ядре тоже со временем становятся достаточными для того, чтобы синтезировать элементы тяжелее [[Углерод|углерода]] — вплоть до [[Неон|неона]] и [[Магний|магния]], они не могут синтезировать [[железо]]. Кроме того, в определённый момент вещество становится [[Вырожденный газ|вырожденным]], и поэтому эти звёзды чаще всего становятся кислородно-неоновыми белыми карликами. И хотя во время горения гелия эти звёзды достигают высоких светимостей, [[Астрофизика|астрофизики]] классифицируют их как яркие звёзды [[Асимптотическая ветвь гигантов|асимптотческой ветви гигантов]], а не как сверхгиганты<ref>{{cite journal|bibcode=2006ASPC..353..211V|arxiv=astro-ph/0512326|title=On the metallicity dependence of the winds from red supergiants and Asymptotic Giant Branch stars|journal=Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss|volume=353|pages=211|author1=Van Loon|first1=J. Th.|year=2006}}</ref><ref>{{Cite journal|last1=Siess|first1=L.|title=Evolution of massive AGB stars|doi=10.1051/0004-6361:20053043|journal=Astronomy and Astrophysics|volume=448|issue=2|pages=717–729|year=2006|pmid=|pmc=|bibcode=2006A&A...448..717S}}</ref>.
* [[Классические цефеиды]] — звёзды, проходящие [[Полоса нестабильности|полосу нестабильности]] и ещё не дошедшие до асимптотической ветви гигантов — звёзды промежуточных масс, в ядрах которых происходит горение гелия. Например, [[Дельта Цефея]], давшая название всему классу звёзд, имеет массу в 4,5 <var>M</var><sub>☉</sub> и среднюю [[Абсолютная звёздная величина|абсолютную звёздную величину]] −3,5<sup>m</sup>. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела находятся примерно там же, где и [[Жёлтый сверхгигант|жёлтые сверхгиганты]].
* [[Звезда Вольфа — Райе|Звёзды Вольфа — Райе]] — звёзды с очень высокой температурой поверхности, которая может достигать 10<sup>5</sup> K и более, состоящие в основном из гелия. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела находятся примерно там же, где и [[Голубой сверхгигант|голубые сверхгиганты]]<ref>{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1190776|title=Звёзды Вольфа-Райе|author=|website=|date=|publisher=}}</ref>.
* Звёзды [[Главная последовательность|главной последовательности]] самых ранних [[Спектральные классы звёзд|спектральных классов]], как уже говорилось, практически не отличаются от голубых сверхгигантов по светимости. Для того, чтобы различить эти звёзды, используют спектральный анализ<ref name="moore06">{{книга|ref=Moore|автор=[[Мур, Патрик|Patrick Moore]]|заглавие=The Amateur Astronomer|год=2006|издательство=Springer|isbn=978-1-85233-878-7}}</ref>.
* [[Яркая голубая переменная|Яркие голубые переменные]] на диаграмме находятся там же, где и голубые сверхгиганты. Считается, что это стадия эволюции очень массивных звёзд, которая позволяет им выбросить часть массы в космическое пространство и стать стабильнее<ref name="smith">{{статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/cgi-bin/nph-bib_query?bibcode=2006ApJ...645L..45S&amp;db_key=AST&amp;data_type=HTML&amp;format=&amp;high=451e33df7e10366|автор=Smith, Nathan; Owocki, Stanley|заглавие=On the Role of Continuum-driven Eruptions in the Evolution of Very Massive Stars and Population{{nbsp}}III Stars|год=2006|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|издательство=[[IOP Publishing]]|тип=journal|том=645|страницы=L45|doi=10.1086/506523}}</ref>.


== См. также ==
== См. также ==

Версия от 13:34, 29 марта 2020

Эта статья — о типе звёзд. О виде соревнований см. Супергигант.

Сверхгига́нты — одни из самых ярких звёзд. Их абсолютные звёздные величины лежат в диапазоне от −3m до −8m, а температуры — от 3,450 K до более чем 20,000 K, а значит, на диаграмме Герцшпрунга — Рассела они расположены в её верхней части.

История

Изначально термин «сверхгигант» не имел строгого определения, в отличие от терминов «гигант» и «карлик»: последние два термина ввёл Эйнар Герцшпрунг для звёзд поздних спектральных классов, так как одни были значительно ярче Солнца, а другие — значительно тусклее[1]. Сверхгигантами же сначала называли просто наиболее яркие звёзды среди гигантских, не проводя чёткую границу[2][3][4].

Параметры

Пять звёзд-сверхгигантов в скоплении NGC 4755: четыре голубых и один красный.

Сверхгиганты — массивные звёзды, их массы — более 8 M☉, а светимости — от 1000 до миллионов солнечных. Радиусы также могут сильно отличаться — от 30 до 500, а иногда и более 1000 R☉.

Из закона Стефана — Больцмана следует, что относительно холодные поверхности красных сверхгигантов выделяют намного меньше энергии с единицы площади, чем горячие голубые сверхгиганты. Поэтому при одинаковой светимости красный сверхгигант всегда будет иметь больший размер, чем голубой.

Эти звёзды имеют класс светимости I, иногда разделяемый на Ia, Iab, Ib по светимости. Самые яркие сверхгиганты могут обозначаться Ia+ или 0 и называться гипергигантами.

Из-за того, что такие звёзды живут недолго — их присутствие показывает области звездообразования, например, в спиральных галактиках и в неправильных, так как они не успевают переместиться в другие области, а когда звездообразование прекращается — спустя небольшое время их уже не остаётся. Напротив, их отсутствие в балджах, шаровых скоплениях и в эллиптических галактиках указывает на то, что это старые объекты[5].

Виды сверхгигантов

Сверхгигант на поздних стадиях эволюции (не в масштабе)

Несмотря на то, что все сверхгиганты проявляются как звёзды очень большой светимости, их происхождения и внутренние характеристики различаются.

Сверхгигант как стадия эволюции

Перед тем, как стать сверхгигантами, звёзды проходят стадию главной последовательности. Сверхгигантами становятся самые массивные звёзды, которые на главной последовательности имели спектральный класс O или ранний B и массу более 10 M☉. Эти звёзды выделяют много энергии, синтезируя гелий из водорода в ядре, и эта стадия длится несколько или несколько десятков миллионов лет. В определённый момент давление в ядре увеличивается настолько, что в нём начинается тройная гелиевая реакция — синтез ядер углерода из трёх ядер гелия. Сама звезда увеличивается в размере и охлаждается, переходя на стадию сверхгигантов[6].

В этот момент отличие от менее массивных звёзд заключается в том, что ядро звезды не становится вырожденным (из-за чего гелий загорается постепенно, а не в результате гелиевой вспышки), а также в том, что светимость при переходе практически не возрастает.

У этих звёзд в некоторый момент начинаются термоядерные реакции с участием углерода, а затем и более тяжёлых элементов, вплоть до железа: дальнейший синтез энергетически невыгоден, так как удельная энергия связи ядра для него максимальна. Области синтеза более лёгких элементов начинают перемещаться наружу, и в итоге звезда по своему строению начинает напоминать луковицу: она состоит из множества слоёв разных химических элементов. В ядре начинает накапливаться железо, в определённый момент железное ядро достигает таких размеров, что его давления уже не может компенсировать вес внешних слоёв и собственный, и коллапсирует с нейтронизацией вещества. В результате образуется сверхновая, и от массы зависит, останется ли на её месте нейтронная звезда или чёрная дыра[7][8].

Сама стадия сверхгигантов длится примерно в 10 раз меньше, чем стадия главной последовательности[9].

Другие звёзды с похожими характеристиками

Есть также несколько классов звёзд, которые находятся на другой стадии эволюции, но также могут иметь очень высокую светимость.

См. также

Примечания

  1. ↑ Russell, Henry Norris. Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars (англ.) // Popular Astronomy : journal. — 1914. — Vol. 22. — P. 275. — Bibcode: 1914PA.....22..275R.
  2. ↑ Henroteau, F. An international co-operation for the photographic study of Cepheid variables (англ.) // Popular Astronomy : journal. — 1926. — Vol. 34. — P. 493. — Bibcode: 1926PA.....34..493H.
  3. ↑ Shapley, Harlow. S Doradus, a Super-giant Variable Star // Harvard College Observatory Bulletin. — 1925. — Т. 814. — С. 1. — Bibcode: 1925BHarO.814....1S.
  4. ↑ Payne, Cecilia H.; Chase, Carl T. The Spectrum of Supergiant Stars of Class F8 // Harvard College Observatory Circular. — 1927. — Т. 300. — С. 1. — Bibcode: 1927HarCi.300....1P.
  5. ↑ Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 442. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  6. ↑ STELLAR STRUCTURE AND EVOLUTION.
  7. ↑ Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 413. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  8. ↑ Горение C и O на поздних стадиях эволюции.
  9. ↑ Сверхгиганты.
  10. ↑ Van Loon, J. Th. (2006). "On the metallicity dependence of the winds from red supergiants and Asymptotic Giant Branch stars". Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss. 353: 211. arXiv:astro-ph/0512326. Bibcode:2006ASPC..353..211V.
  11. ↑ Siess, L. (2006). "Evolution of massive AGB stars". Astronomy and Astrophysics. 448 (2): 717—729. Bibcode:2006A&A...448..717S. doi:10.1051/0004-6361:20053043.
  12. ↑ Звёзды Вольфа-Райе.
  13. ↑ Patrick Moore. The Amateur Astronomer. — Springer, 2006. — ISBN 978-1-85233-878-7.
  14. ↑ Smith, Nathan; Owocki, Stanley. On the Role of Continuum-driven Eruptions in the Evolution of Very Massive Stars and Population III Stars (англ.) // The Astrophysical Journal : journal. — IOP Publishing, 2006. — Vol. 645. — P. L45. — doi:10.1086/506523.

Ссылки

Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Сверхгигант&oldid=105983020