Голубые сверхгиганты: эволюция, свойства и характеристики

Введение

Горячая, светящаяся звезда спектрального типа B9 (или A9) или более раннего.

Голубой сверхгигант (BSG) – горячая, светящаяся звезда, часто называемая сверхгигантом OB. Обычно к голубым сверхгигантам относят звёзды с классом светимости I и спектральным классом B9 или более ранним, хотя иногда к ним причисляют и сверхгиганты класса А. Голубые сверхгиганты располагаются в верхней левой части диаграммы Герцшпрунга — Рассела, выше и правее главной последовательности. Они больше Солнца, но меньше красных сверхгигантов, с температурой поверхности от 10 000 до 50 000 K и светимостью от 10 000 до миллиона светимостей Солнца. Чаще всего это эволюционная стадия между массивными звёздами главной последовательности, сжигающими водород, и красными сверхгигантами, сжигающими гелий, однако новые исследования предполагают, что они могут образовываться в результате слияния звёзд.

Формирование

Когда-то считалось, что синие сверхгиганты образуются в результате "поглощения" вещества из межзвездной среды, когда звезды проходят сквозь межзвездные пылевые облака, однако современная точка зрения заключается в том, что синие сверхгиганты – это эволюционировавшие звезды с большой массой, превосходящие по размерам и светимости звезды главной последовательности. Звезды типа O и раннего типа B с начальными массами около эволюционируют за пределы главной последовательности всего за несколько миллионов лет, по мере потребления водорода и появления тяжелых элементов (с атомным номером 26 (Fe) и меньше) вблизи поверхности звезды. Обычно эти звезды становятся синими сверхгигантами, хотя некоторые из них могут эволюционировать непосредственно в звезды Вольфа — Райе. Переход в стадию сверхгиганта происходит, когда водород в ядре звезды исчерпывается и начинается горение водородной оболочки, но это также может быть вызвано выносом тяжелых элементов на поверхность посредством конвекции и увеличением потери массы из-за давления излучения. Синие сверхгиганты – это звезды, недавно покинувшие главную последовательность, обладающие чрезвычайно высокой светимостью, высокой скоростью потери массы и, как правило, нестабильны. Многие из них становятся светящимися синими переменными (LBV) с эпизодами экстремальной потери массы. Синие сверхгиганты с меньшей массой продолжают расширяться, пока не превратятся в красные сверхгиганты. В этом процессе они должны некоторое время находиться в состоянии желтых сверхгигантов или желтых гипергигантов, но это расширение происходит всего за несколько тысяч лет, поэтому такие звезды редки. Более массивные красные сверхгиганты сбрасывают свои внешние атмосферы и снова эволюционируют в синие сверхгиганты, а возможно, и далее – в звезды Вольфа — Райе. В зависимости от точной массы и состава красного сверхгиганта, он может совершить несколько "синих петель", прежде чем взорваться как сверхновая типа II или, наконец, сбросить достаточное количество внешних слоев, чтобы снова стать синим сверхгигантом, менее ярким, чем в первый раз, но более нестабильным. Если такая звезда сможет пройти через "желтую эволюционную пустоту", ожидается, что она станет одной из LBV с меньшей светимостью. Самые массивные синие сверхгиганты слишком ярки, чтобы удерживать обширную атмосферу, и они никогда не расширяются в красные сверхгиганты. Граница между ними составляет примерно , хотя самые холодные и крупные красные сверхгиганты образуются из звезд с начальными массами около. Неясно, могут ли более массивные синие сверхгиганты потерять достаточно массы, чтобы безопасно эволюционировать в старости в звезду Вольфа — Райе, а затем в белый карлик, или они достигнут стадии Вольфа — Райе и взорвутся как сверхновые, или взорвутся как сверхновые, будучи еще синими сверхгигантами. Теперь, благодаря наблюдениям, известно, что почти любой класс эволюционировавших звезд с большой массой, включая синие и желтые сверхгиганты, может взорваться как сверхновая, хотя теория все еще испытывает трудности с объяснением деталей этого процесса. В то время как большинство сверхновых относятся к относительно однородному типу II P и образуются красными сверхгигантами, наблюдается, что синие сверхгиганты производят сверхновые с широким диапазоном светимости, продолжительности и спектральных типов, иногда субсветоносные, как SN 1987A, а иногда и сверхсветоносные, как многие сверхновые типа IIn.

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.

Свойства

Из-за их экстремальной массы они имеют относительно короткий срок жизни и наблюдаются в основном в молодых космических структурах, таких как открытые скопления, спиральные рукава и неправильные галактики. Они редко встречаются в ядрах спиральных галактик, эллиптических галактиках или шаровых скоплениях, большинство из которых, как считается, состоят из старых звёзд, хотя недавно в ядре Млечного Пути были обнаружены несколько массивных открытых скоплений и связанных с ними молодых горячих звёзд. Наиболее известный пример — Ригель, самая яркая звезда в созвездии Ориона. Его масса примерно в 20 раз превышает массу Солнца, а светимость примерно в 117 000 раз больше. Несмотря на их редкость и короткую продолжительность жизни, они широко представлены среди звёзд, видимых невооружённым глазом; их огромная яркость более чем компенсирует их немногочисленность. Синие сверхгиганты характеризуются мощными звёздными ветрами, а самые яркие из них, называемые гипергигантами, имеют спектры, доминирующими признаками которых являются эмиссионные линии, указывающие на интенсивную потерю массы, обусловленную континуумом. Спектры синих сверхгигантов демонстрируют различное содержание тяжёлых элементов, зависящее от их возраста и эффективности переноса продуктов нуклеосинтеза из ядра на поверхность. Быстро вращающиеся сверхгиганты могут быть сильно перемешаны и содержать высокие пропорции гелия и даже более тяжёлых элементов, несмотря на продолжающееся горение водорода в ядре; спектры этих звёзд очень похожи на спектры звёзд Вольфа — Райе. Многие голубые сверхгиганты являются переменными типа Альфа Лебедя. В то время как звёздный ветер от красного сверхгиганта плотный и медленный, ветер от синего сверхгиганта быстрый, но разреженный. Когда красный сверхгигант превращается в синий сверхгигант, более быстрый ветер, который он генерирует, сталкивается с уже выброшенным медленным ветром, заставляя выбрасываемый материал конденсироваться в тонкую оболочку. В некоторых случаях можно наблюдать несколько концентрических слабых оболочек, образовавшихся в результате последовательных эпизодов потери массы, либо в результате предыдущих синих петель на стадии красного сверхгиганта, либо в результате извержений, таких как вспышки типа LBV.