Голубые гиганты: горячие звёзды ранних спектральных типов

Введение

Горячая звезда-гигант раннего спектрального типа.

В астрономии голубой гигант — это горячая звезда с классом светимости III (гигант) или II (яркий гигант). На стандартной диаграмме Герцшпрунга — Рассела эти звезды располагаются выше и правее главной последовательности. Этот термин применяется к различным звездам на разных стадиях эволюции, ко всем звездам, покинувшим главную последовательность, но мало чем схожим друг с другом. Таким образом, «голубой гигант» обозначает звезды, находящиеся в определенной области диаграммы HR, а не конкретный тип звезды. Они гораздо реже красных гигантов, поскольку образуются только из более массивных и менее распространенных звезд, а также из-за короткого времени жизни на стадии голубого гиганта. Звезды спектральных типов O и B с классификацией светимости «гигант» часто несколько ярче своих обычных аналогов на главной последовательности при той же температуре, и поскольку многие из этих звезд относительно близки к Земле в галактическом масштабе Млечного Пути, многие ярких звезд на ночном небе являются примерами голубых гигантов, включая Бета Центавра (B1III); Мимоза (B0.5III); Беллатрикс (B2III); Эпсилон Большого Пса (B2II); и Альфа Волка (B1.5III) и другие. Название «голубой гигант» иногда ошибочно применяется к другим высокомассивным светилым звездам, таким как звезды главной последовательности, просто потому, что они большие и горячие.

Свойства

Голубой гигант – это не строго определенный термин, и он применяется к широкому кругу различных типов звезд. У них есть общие черты: умеренное увеличение размера и светимости по сравнению со звездами главной последовательности той же массы или температуры, а также достаточно высокая температура, чтобы их можно было назвать голубыми, то есть они относятся к спектральным классам O, B и иногда раннему A. Их температура превышает примерно 10 000 К, масса на нулевой стадии главной последовательности (ZAMS) более чем в два раза превышает массу Солнца, а абсолютная звездная величина составляет около 0 или ярче. Радиус этих звезд всего в 5–10 раз больше радиуса Солнца, по сравнению с красными гигантами, радиус которых может достигать 100 раз больше. Самые холодные и менее яркие звезды, классифицируемые как голубые гиганты, находятся на горизонтальной ветке – это звезды промежуточной массы, прошедшие стадию красного гиганта и теперь сжигающие гелий в своих ядрах. В зависимости от массы и химического состава эти звезды постепенно смещаются в сторону более высоких температур (становятся голубее), пока не исчерпают гелий в ядрах, после чего возвращаются к более низким температурам (становятся краснее) к асимптотической гигантской ветви (AGB). Переменные звезды RR Lyrae, обычно имеющие спектральный тип A, располагаются в середине горизонтальной ветви. Звезды горизонтальной ветви, более горячие, чем область RR Lyrae, обычно считаются голубыми гигантами, а иногда сами звезды RR Lyrae также называют голубыми гигантами, несмотря на то, что некоторые из них относятся к классу F. Самые горячие звезды, голубые звезды горизонтальной ветви (BHB), называются экстремальными звездами горизонтальной ветви (EHB) и могут быть горячее звезд главной последовательности с той же светимостью. В этих случаях их называют голубыми подкарликами (sdB), а не голубыми гигантами, поскольку их положение на диаграмме Герцшпрунга — Рассела находится слева от главной последовательности, а не из-за их повышенной светимости и температуры по сравнению с тем, когда они сами были звездами главной последовательности. Строгих верхних пределов для гигантских звезд нет, но звезды раннего класса O становится все труднее классифицировать отдельно от звезд главной последовательности и сверхгигантов, поскольку они имеют почти идентичные размеры и температуры со звездами главной последовательности, из которых они образовались, и очень короткий срок жизни. Хорошим примером является звезда Пласкетта – близкая двойная система, состоящая из двух гигантов класса O, с температурой более 30 000 К и светимостью более чем в 100 000 раз превышающей светимость Солнца. Астрономы до сих пор не пришли к единому мнению о том, следует ли классифицировать хотя бы одну из этих звезд как сверхгигант, основываясь на незначительных различиях в спектральных линиях.

Blue giant is not a strictly defined term and it is applied to a wide variety of different types of stars. They have in common a moderate increase in size and luminosity compared to main sequence stars of the same mass or temperature, and are hot enough to be called blue, meaning spectral class O, B, and sometimes early A. Their temperatures exceed around 10,000 K, and they have zero age main sequence (ZAMS) masses greater than about twice the Sun , and absolute magnitudes around 0 or brighter. These stars are only 5–10 times the radius of the Sun , compared to red giants which are up to
The coolest and least luminous stars referred to as blue giants are on the horizontal branch, intermediate mass stars that have passed through a red giant phase and are now burning helium in their cores. Depending on mass and chemical composition these stars gradually move blue wards until they exhaust the helium in their cores and then they return redwards to the asymptotic giant branch (AGB). The RR Lyrae variable stars, usually with spectral types of A, lie across the middle of the horizontal branch. Horizontal branch stars hotter than the RR Lyrae gap are generally considered to be blue giants, and sometimes the RR Lyrae stars themselves are called blue giants despite some of them being F class. The hottest stars, blue horizontal branch (BHB) stars, are called extreme horizontal branch (EHB) stars and can be hotter than main sequence stars of the same luminosity. In these cases they are called blue subdwarf (sdB) stars rather than blue giants, named for their position to the left of the main sequence on the HR diagram rather than for their increased luminosity and temperature compared to when they were themselves main sequence stars. There are no strict upper limits for giant stars, but early O types become increasingly difficult to classify separately from main sequence and supergiant stars, have almost identical sizes and temperatures to the main sequence stars from which they develop, and very short lifetimes. A good example is Plaskett's star, a close binary consisting of two O type giants both over , temperatures over 30,000 K, and more than 100,000 times the luminosity of the Sun Astronomers still differ over whether to classify at least one of the stars as a supergiant, based on subtle differences in the spectral lines.

Эволюция

Звезды, обнаруженные в области голубых гигантов на диаграмме HR, могут находиться на различных стадиях своей эволюции, но все они – это развитые звезды, практически исчерпавшие запасы водорода в ядре. В простейшем случае горячая, яркая звезда начинает расширяться по мере истощения водорода в ядре, сначала превращаясь в синий субгигант, а затем в голубой гигант, становясь при этом холоднее и ярче. Звезды средней массы продолжают расширяться и охлаждаться, пока не станут красными гигантами. Массивные звезды также продолжают расширяться по мере протекания горения водорода в оболочке, но делают это при примерно постоянной светимости, перемещаясь горизонтально по диаграмме HR. Таким образом, они могут быстро пройти стадии голубого гиганта, ярко-голубого гиганта, голубого сверхгиганта и желтого сверхгиганта, прежде чем стать красными сверхгигантами. Класс светимости таких звезд определяется по спектральным линиям, чувствительным к поверхностной гравитации звезды: более расширенным и ярким звездам присваивается класс I (супергигант), а менее расширенным и более ярким – класс II или III. Поскольку это массивные звезды с коротким сроком жизни, многие голубые гиганты встречаются в OB-ассоциациях – крупных скоплениях молодых, слабо связанных звезд. Звезды BHB находятся на более поздней стадии эволюции и имеют ядра, в которых происходит сжигание гелия, хотя они все еще обладают обширной водородной оболочкой. Они также имеют умеренную массу, поэтому часто старше более массивных голубых гигантов. BHB получили свое название благодаря заметной горизонтальной группировке звезд на диаграммах цвет-величина старых скоплений, где звезды, сжигающие гелий в ядре одного и того же возраста, обнаруживаются при различных температурах, но примерно с одинаковой светимостью. Эти звезды также эволюционируют на стадии сжигания гелия в ядре при постоянной светимости, сначала повышая температуру, а затем снова понижая ее по мере приближения к AGB. Однако в синей части горизонтальной ветви формируется "голубой хвост" звезд с меньшей светимостью, а иногда и "голубой крюк" еще более горячих звезд. Существуют и другие высокоэволюционировавшие горячие звезды, которые обычно не классифицируются как голубые гиганты: звезды Вольфа — Райе, отличающиеся высокой светимостью, экстремальными температурами и яркими линиями эмиссии гелия и азота; звезды пост-AGB, формирующие планетарные туманности, похожие на звезды Вольфа — Райе, но меньшие и менее массивные; синие отстающие звезды – редкие яркие голубые звезды, наблюдаемые, по-видимому, на главной последовательности в скоплениях, где звезды главной последовательности с такой же светимостью должны были бы эволюционировать в гиганты или сверхгиганты; и истинные голубые сверхгиганты – самые массивные звезды, эволюционировавшие за пределы стадии голубых гигантов, идентифицируемые по эффектам большего расширения на их спектрах. Чисто теоретическая группа звезд может образоваться, когда красные карлики окончательно исчерпают водород в ядре через триллионы лет. Эти звезды полностью конвективны и, как ожидается, будут очень медленно увеличивать как температуру, так и светимость по мере накопления гелия, пока, в конечном итоге, не смогут поддерживать термоядерный синтез и быстро не коллапсируют в белые карлики. Хотя эти звезды могут стать горячее Солнца, они никогда не станут ярче, поэтому вряд ли могут быть названы голубыми гигантами в том смысле, в котором мы понимаем это сегодня. Название "голубой карлик" было предложено, хотя оно может быть легко спутано с другими классами звезд.

Stars found in the blue giant region of the HR diagram can be in very different stages of their lives, but all are evolved stars that have largely exhausted their core hydrogen supplies. In the simplest case, a hot luminous star begins to expand as its core hydrogen is exhausted, and first becomes a blue subgiant then a blue giant, becoming both cooler and more luminous. Intermediate mass stars will continue to expand and cool until they become red giants. Massive stars also continue to expand as hydrogen shell burning progresses, but they do so at approximately constant luminosity and move horizontally across the HR diagram. In this way they can quickly pass through blue giant, bright blue giant, blue supergiant, and yellow supergiant classes, until they become red supergiants. The luminosity class for such stars is determined from spectral lines that are sensitive to the surface gravity of the star, with more expanded and luminous stars being given I (supergiant) classifications while somewhat less expanded and more luminous stars are given luminosity II or III. Because they are massive stars with short lives, many blue giants are found in O–B associations, that are large collections of loosely bound young stars. BHB stars are more evolved and have helium burning cores, although they still have an extensive hydrogen envelope. They also have moderate masses around so they are often much older than more massive blue giants. The BHB takes its name from the prominent horizontal grouping of stars seen on colour magnitude diagrams for older clusters, where core helium burning stars of the same age are found at a variety of temperatures with roughly the same luminosity. These stars also evolve through the core helium burning stage at constant luminosity, first increasing in temperature then decreasing again as they move toward the AGB. However, at the blue end of the horizontal branch, it forms a "blue tail" of stars with lower luminosity, and occasionally a "blue hook" of even hotter stars. There are other highly evolved hot stars not generally referred to as blue giants: Wolf–Rayet stars, highly luminous and distinguished by their extreme temperatures and prominent helium and nitrogen emission lines; post AGB stars forming planetary nebulae, similar to Wolf–Rayet stars but smaller and less massive; blue stragglers, uncommon luminous blue stars observed apparently on the main sequence in clusters where main sequence stars of their luminosity should have evolved into giants or supergiants; and the true blue supergiants, the most massive stars evolved beyond blue giants and identified by the effects of greater expansion on their spectra. A purely theoretical group of stars could be formed when red dwarfs finally exhaust their core hydrogen trillions of years into the future. These stars are convective through their depth and are expected to very slowly increase both their temperature and luminosity as they accumulate more and more helium until eventually they cannot sustain fusion and they quickly collapse to white dwarfs. Although these stars can become hotter than the Sun they will never become more luminous, so are hardly blue giants as we see them today. The name blue dwarf has been coined although that name could easily be confusing.