Сверхгигант

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Сверхгига́нт — звезда с абсолютной звёздной величиной от −3m до −8m. Это одни из самых ярких звёзд; на диаграмме Герцшпрунга — Рассела они расположены в верхней части.

История[править | править код]

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].

Современная классификация возникла в 1943 году, когда Морган и Кинан дополнили Гарвардскую систему классификации звёзд делением звёзд на классы светимости от I до V. Сверхгигантам соответствовал класс I, в дальнейшем его стали разделять по светимости на Ia, Iab и Ib. Самые яркие сверхгиганты могут обозначаться Ia+ или 0 и называться гипергигантами[5].

Параметры[править | править код]

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.

Ускорение свободного падения[править | править код]

Так как ускорение свободного падения на поверхности — одна из величин, влияющая на ширину спектральных линий, о ней можно узнать с помощью спектрального анализа. Ускорения свободного падения у всех гигантов не превышает единиц м/с2, причём между более яркими и более тусклыми особых различий нет[6]. Чем ниже температура сверхгиганта, тем меньше ускорение свободного падения, так как при сходных светимостях у холодных звёзд больший радиус, что следует из закона Стефана — Больцмана. У самых холодных сверхгигантов оно может быть порядка 10−2 м/с2[7].

Температура и спектральный класс[править | править код]

Температуры сверхгигантов варьируются от 3000-3450 K до 40 000 K, то есть, их спектральные классы могут быть в пределах от ранних O до средних M. Более холодных сверхгигантов, чем 3000 K, практически не встречается, и считается, что они очень нестабильны. Например, VX Стрельца с такой температурой быстро теряет массу из-за звёздного ветра и пульсирует, значительно изменяя свой блеск со временем[8].

Абсолютное большинство сверхгигантов принадлежит классу B — их больше, чем всех остальных, вместе взятых[9].

Виды сверхгигантов[править | править код]

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[править | править код]

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[10].

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[11][12].

Сама стадия сверхгигантов длится примерно в 10 раз меньше, чем стадия главной последовательности[13]. 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[14].

Другие звёзды с похожими характеристиками[править | править код]

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

См. также[править | править код]

Примечания[править | править код]

  1. Russell, Henry Norris. Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars (англ.) // Popular Astronomy : journal. — 1914. — Vol. 22. — P. 275. — Bibcode1914PA.....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. — Bibcode1926PA.....34..493H.
  3. Shapley, Harlow. S Doradus, a Super-giant Variable Star // Harvard College Observatory Bulletin. — 1925. — Т. 814. — С. 1. — Bibcode1925BHarO.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. — Bibcode1927HarCi.300....1P.
  5. Morgan, W. W.; Keenan, P. C.; Kellman, E. An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification (англ.). — Chicago, Illinois: The University of Chicago press, 1943.
  6. Gray, R. O.; Graham, P. W.; Hoyt, S. R. The Physical Basis of Luminosity Classification in the Late A-, F-, and Early G-Type Stars. II. Basic Parameters of Program Stars and the Role of Microturbulence (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing, 2001. — Vol. 121, no. 4. — P. 2159. — doi:10.1086/319957. — Bibcode2001AJ....121.2159G.
  7. Levesque, Emily M.; Massey, Philip; Olsen, K. A. G.; Plez, Bertrand; Josselin, Eric; Maeder, Andre; Meynet, Georges. The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not As Cool As We Thought (англ.) // The Astrophysical Journal. — IOP Publishing, 2005. — Vol. 628, no. 2. — P. 973. — doi:10.1086/430901. — Bibcode2005ApJ...628..973L. — arXiv:astro-ph/0504337.
  8. G. W. Lockwood, Robert F. Wing. The light and spectrum variations of VX Sagittarii, an extremely cool supergiant (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxford University Press.
  9. Sowell, J. R.; Trippe, M.; Caballero-Nieves, S. M.; Houk, N. H-R Diagrams Based on the HD Stars in the Michigan Spectral Catalogue and the Hipparcos Catalog (англ.) // The Astronomical Journal. — IOP Publishing. — doi:10.1086/520060. — Bibcode2007AJ....134.1089S.
  10. STELLAR STRUCTURE AND EVOLUTION.
  11. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 413. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  12. Горение C и O на поздних стадиях эволюции. Астронет.
  13. Сверхгиганты. Астронет.
  14. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 442. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  15. Van Loon, J. Th. On the metallicity dependence of the winds from red supergiants and Asymptotic Giant Branch stars (англ.) // Stellar Evolution at Low Metallicity: Mass Loss : journal. — 2006. — Vol. 353. — P. 211. — Bibcode2006ASPC..353..211V. — arXiv:astro-ph/0512326.
  16. Siess, L. Evolution of massive AGB stars (англ.) // Astronomy and Astrophysics : journal. — 2006. — Vol. 448, no. 2. — P. 717—729. — doi:10.1051/0004-6361:20053043. — Bibcode2006A&A...448..717S.
  17. Звёзды Вольфа-Райе. Астронет.
  18. Patrick Moore. The Amateur Astronomer. — Springer, 2006. — ISBN 978-1-85233-878-7.
  19. 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[править | править код]