Эта статья входит в число хороших статей

Сверхгигант

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
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[править | править код]

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[править | править код]

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 большую 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 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[4][10][28].

Нуклеосинтез[править | править код]

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[править | править код]

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[править | править код]

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[править | править код]

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[править | править код]

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[править | править код]

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[править | править код]

  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.
  4. 1 2 3 Darling D. Supergiant. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 23 марта 2021.
  5. 1 2 3 4 5 6 Юнгельсон Л. Р. Сверхгиганты. Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 23 марта 2021.
  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.
  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.
  8. Кононович, Мороз, 2004, с. 377—378.
  9. Morgan-Keenan Luminosity Class. astronomy.swin.edu.au. Дата обращения: 23 марта 2021.
  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.
  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.
  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. Юнгельсон Л. Р. Красные гиганты и сверхгиганты. Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 24 марта 2021.
  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.
  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.
  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.
  38. Кононович, Мороз, 2004, с. 414.
  39. 1 2 3 4 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 222—224.
  40. Сурдин, 2015, с. 156.

Литература[править | править код]