Көк гиперкөкжұлдыздар: B9 немесе A9 спектрлі, жарқын жұлдыздар. Температурасы 10,000-50,000K, Күннен миллион есе артық жарық береді. Астрономия, жұлдыздар эволюциясы.
Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Ыстық, жарқыраған жұлдыз, спектрлік класы B9 (немесе A9) немесе одан ертерек.
Hot, luminous star with a spectral type of B9 (or A9) or earlier
Көк супергигант (BSG) – ыстық, жарқыраған жұлдыз, көбінесе OB супергиганттары деп аталады. Олар әдетте I жарықтық класы мен B9 немесе одан ертерек спектрлік класына жатады, бірақ кейде A класындағы супергиганттар да көк супергиганттар деп есептеледі. Көк супергиганттар Герцшпрунг-Рассел диаграммасының жоғарғы сол жағында, негізгі тізбектен жоғары және оңға қарай орналасқан. Олар Күннен үлкен, бірақ қызыл супергиганттан кішідірек, беттік температурасы 10 000–50 000 K аралығында, ал жарықтылығы Күннен 10 000 еседен миллион есеге дейін жетеді. Олар көбінесе жоғары массалы, сутегін синтездеуші негізгі тізбек жұлдыздары мен гелийді синтездеуші қызыл супергиганттар арасындағы эволюциялық кезең болып табылады, алайда жаңа зерттеулер олардың жұлдыздардың бірігуі нәтижесі болу мүмкін екенін көрсетеді.
A blue supergiant (BSG) is a hot, luminous star, often referred to as an OB supergiant. They are usually considered to be those with luminosity class I and spectral class B9 or earlier, although sometimes A class supergiants are also deemed blue supergiants. Blue supergiants are found towards the top left of the Hertzsprung–Russell diagram, above and to the right of the main sequence. They are larger than the Sun but smaller than a red supergiant, with surface temperatures of 10,000–50,000 K and luminosities from about 10,000 to a million times that of the Sun. They are most often an evolutionary phase between high mass, hydrogen fusing main sequence stars and helium fusing red supergiants, although new research suggests they could be the result of stellar mergers.
Құрылу
Бір кезде көк супергиганттардың жұлдыздар аралық шаң бұлттары арқылы өтіп бара жатқанда жұлдыздар аралық ортадан "қоректенуінен" пайда болған деп есептелген, бірақ қазіргі консенсус бойынша көк супергиганттар – негізгі тізбек жұлдыздарынан гөрі үлкен және жарқырақты, жоғары массалы жұлдыздардың эволюциялық сатысы. О және ертедегі В типті жұлдыздар, бастапқы массасы шамамен , бірнеше миллион жылдың ішінде негізгі тізбектен ауытылады, олардың сутегі сарқылып, ауыр элементтер (атомдық саны 26 (Fe) және одан аз) жұлдыздың бетіне жақындап келе бастайды. Бұл жұлдыздар көбінесе көк супергиганттарға айналады, бірақ кейбіреулері тікелей Вольф-Райет жұлдыздарына эволюциялай алады. Супергигант сатысына кеңею, жұлдыздың ядросындағы сутегінің толыққанды сарқылуымен және сутегі қабығының жана бастауымен жүзеге асырады, бірақ ауыр элементтердің конвекция арқылы бетке көтерілуі және радиациялық қысымның артуына байланысты масса жоғалтуы да осы процеске себеп болуы мүмкін. Көк супергиганттар негізгі тізбектен жаңа ғана эволюциялаған, өте жоғары жарқырақтылығы, жоғары масса жоғалту деңгейі бар және тұрақсыз болып келеді. Олардың көпшілігі – экстремалды масса жоғалту эпизодтарымен сипатталатын жарқырақты көк айнымалыларға (LBV) айналады. Төмен массалы көк супергиганттар қызыл супергиганттарға айналғанға дейін кеңейе береді. Бұл процесте олар сары супергиганттар немесе сары гипергиганттар ретінде біраз уақыт өткізеді, бірақ бұл кеңею бірнеше мың жылда ғана болады, сондықтан мұндай жұлдыздар сирек кездеседі. Жоғары массалы қызыл супергиганттар сыртқы атмосфераларын жойып, көк супергиганттарға, ал одан әрі Вольф-Райет жұлдыздарына эволюциялайды. Қызыл супергиганттың нақты массасы мен химиялық құрамына байланысты, ол II типті супернова ретінде жарылуы мүмкін немесе жеткілікті мөлшердегі сыртқы қабаттарын жойып, қайтадан көк супергигантқа айналуы мүмкін, бірақ бұл ретте бұрынғыдан гөрі аз жарқырақты және тұрақсыз болады. Егер мұндай жұлдыз сары эволюциялық кеңістік арқылы өте алса, онда ол төмен жарқырақты LBV-ге айналады деп күтілуде. Ең массивті көк супергиганттар кең атмосфераны ұстап тұруға жеткілікті жарқырақты болмайды және қызыл супергигантқа айналмайды. Бұл шекара шамамен , ал ең суық және ең үлкен қызыл супергиганттар бастапқы массасы 500-ге жуық жұлдыздардан пайда болады. Бұрын бұл туралы нақты мәліметтер болған жоқ. Қазіргі байқаулар бойынша, жоғары массалы жұлдыздардың кез келген класы – көк және сары супергиганттарды қоса алғанда, супернова ретінде жарылуы мүмкін, бірақ теория әлі де бұл процестің егжей-тегжейін түсіндіруге күш салып жатыр. Көптеген суперновалар салыстырмалы түрде біртекті II P типіне жатады және қызыл супергиганттардан пайда болады, ал көк супергиганттар жарықтылығы, ұзақтығы және спектрлік түрлері әртүрлі суперноваларды тудырады, кейде SN 1987A сияқты жарықсыз, ал кейде IIn типіндегі көптеген суперновалар сияқты аса жарқырақты болады.
It was once believed that blue supergiants originated from a "feeding" with the interstellar medium when stars passed through interstellar dust clouds, although the current consensus is that blue supergiants are evolved high mass stars, larger and more luminous than main sequence stars. O type and early B type stars with initial masses around evolve away from the main sequence in just a few million years as their hydrogen is consumed and heavy elements (with atomic numbers of 26 (Fe) and less) start to appear near the surface of the star. These stars usually become blue supergiants, although it is possible that some of them evolve directly to Wolf–Rayet stars. Expansion into the supergiant stage occurs when hydrogen in the core of the star is depleted and hydrogen shell burning starts, but it may also be caused as heavy elements are dredged up to the surface by convection and mass loss due to radiation pressure increases. Blue supergiants are newly evolved from the main sequence, have extremely high luminosities, high mass loss rates, and are generally unstable. Many of them become luminous blue variables (LBVs) with episodes of extreme mass loss. Lower mass blue supergiants continue to expand until they become red supergiants. In the process they must spend some time as yellow supergiants or yellow hypergiants, but this expansion occurs in just a few thousand years and so these stars are rare. Higher mass red supergiants blow away their outer atmospheres and evolve back to blue supergiants, and possibly onwards to Wolf–Rayet stars. Depending on the exact mass and composition of a red supergiant, it can execute a number of blue loops before either exploding as a type II supernova or finally dumping enough of its outer layers to become a blue supergiant again, less luminous than the first time but more unstable. If such a star can pass through the yellow evolutionary void it is expected that it becomes one of the lower luminosity LBVs. The most massive blue supergiants are too luminous to retain an extensive atmosphere and they never expand into a red supergiant. The dividing line is approximately , although the coolest and largest red supergiants develop from stars with initial masses of It is not clear whether more massive blue supergiants can lose enough mass to evolve safely into old age as a Wolf Rayet star and finally a white dwarf, or they reach the Wolf Rayet stage and explode as supernovae, or they explode as supernovae while blue supergiants. Now it is known from observation that almost any class of evolved high mass star, including blue and yellow supergiants, can explode as a supernova although theory still struggles to explain how in detail. While most supernovae are of the relatively homogeneous type II P and are produced by red supergiants, blue supergiants are observed to produce supernovae with a wide range of luminosities, durations, and spectral types, sometimes sub luminous like SN 1987A, sometimes super luminous such as many type IIn supernovae.
Қасиеттері
Олардың өте үлкен массалары болғандықтан, қысқа ғұмыр сүреді және көбінесе ашық шоғырлар, спиральді галактикалардың спиральдары және иррегулярлы галактикалар сияқты жас ғарыштық құрылымдарда кездеседі. Спиральді галактикалардың ядроларында, эллипстік галактикаларда немесе шар тәрізді шоғырларда сирек байқалады, олардың көпшілігі ескі жұлдыздардан тұрады деп саналады, бірақ Күн жолының ядросы жақында бірнеше ірі ашық шоғырлар мен олармен байланысты жас, ыстық жұлдыздарға ие екені анықталды. Ең белгілі мысалы – Орион шоқжұлдызындағы ең жарқын жұлдыз Ригель. Оның массасы Күннің массасынан шамамен 20 есе көп, ал жарықтығы 117 000 есе артық. Олардың сирек кездесуіне және қысқа ғұмыр сүруіне қарамастан, олар қалың көзбен көрінетін жұлдыздардың арасында көптеп ұсынылған; олардың зор жарықтығы олардың аздығын толық өтеуге жетеді. Көк супергиганттардың жылдам жұлдыздық желдері бар, ал гипергиганттар деп аталатын ең жарықтарының спектрінде үздіксіз, күшті масса жоғалтуды көрсететін эмиссиялық сызықтар басым. Көк супергиганттар спектрінде ауыр элементтердің мөлшері жасына және ядродағы нуклеосинтез өнімдерінің бетке конвекциялану тиімділігіне байланысты әртүрлі болады. Жылдам айналатын супергиганттар жақсы араласып, гелийдің және тіпті ауыр элементтердің жоғары үлесін көрсетеді, тіпті ядрода сутегін жағады; олардың спектрі Волф-Райе жұлдызына өте ұқсас. Көптеген көк супергигант жұлдыздары Альфа Сигни айнымалылары болып табылады. Қызыл супергиганттан шығатын жұлдыздық жел тығыз және баяу болса, көк супергиганттан шығатын жел жылдам, бірақ сирек. Қызыл супергигант көк супергигантқа айналғанда, оның жылдам желі бұрын шығарылған баяу желге соқтығысып, ағып шыққан материалдың жұқа қабыққа конденсациялануына себеп болады. Кейбір жағдайларда, қызыл супергигант кезеңінен бұрынғы көк циклдардан немесе LBV жарылыстары сияқты жарылыстардан туындаған, бірнеше концентрлі әлсіз қабықтарды көруге болады.
Because of their extreme masses they have relatively short lifespans and are mainly observed in young cosmic structures such as open clusters, the arms of spiral galaxies, and in irregular galaxies. They are rarely observed in spiral galaxy cores, elliptical galaxies, or globular clusters, most of which are believed to be composed of older stars, although the core of the Milky Way has recently been found to be home to several massive open clusters and associated young hot stars. The best known example is Rigel, the brightest star in the constellation of Orion. Its mass is about 20 times that of the Sun, and its luminosity is around 117,000 times greater. Despite their rarity and their short lives they are heavily represented among the stars visible to the naked eye; their immense brightness is more than enough to compensate for their scarcity. Blue supergiants have fast stellar winds and the most luminous, called hypergiants, have spectra dominated by emission lines that indicate strong continuum driven mass loss. Blue supergiants show varying quantities of heavy elements in their spectra, depending on their age and the efficiency with which the products of nucleosynthesis in the core are convected up to the surface. Quickly rotating supergiants can be highly mixed and show high proportions of helium and even heavier elements while still burning hydrogen at the core; these stars show spectra very similar to a Wolf Rayet star. Many blue supergiant stars are Alpha Cygni variables. While the stellar wind from a red supergiant is dense and slow, the wind from a blue supergiant is fast but sparse. When a red supergiant becomes a blue supergiant, the faster wind it produces impacts the already emitted slow wind and causes the outflowing material to condense into a thin shell. In some cases, several concentric faint shells can be seen from successive episodes of mass loss, either previous blue loops from the red supergiant stage, or eruptions such as LBV outbursts.