Строение красных гигантов и сверхгигантов


Строение красных гигантов и сверхгигантов

Звезды сверхгиганты – космическая судьба этих колоссальных светил предназначила им в определенное время вспыхнуть сверхновой.

Общие сведения


Рождение всех звезд происходит одинаково. Гигантское облако молекулярного водорода начинает сжиматься в шар под влиянием гравитации, пока внутренняя температура не спровоцирует ядерный синтез. На протяжении всего существования светила пр.
;азогретого вещества, стремящегося расширится. В процессе существования водород и гелий постепенно выгорают в центре и обычные светила, имеющие значительную массу, становятся сверхгигантами.
1042;стречаются такие объекты в молодых образованиях, таких как неправильные галактики или рассеянные скопления.

Свойства и параметры

Масса играет решающую роль в формировании звезд – в крупном ядре синтезируется больше количество энергии, которая повышает температуру светила и его активность.


1055;риближаясь к финальному отрезку существования объекты с весом, превышающим солнечный в 10-70 раз, переходят в разряд сверхгигантов. В диаграмме Герцшпрунга-Рассела, характе.
;асса, такие светила расположены сверху, указывая на высокую (от +5 до +12) видимую величину объектов. Их жизненный цикл короче, чем у других звезд, потому что своего состояния &.
;ходе. В раскаленных объектах заканчивается гелий и водород, а горение продолжается за счет кислорода и углерода и далее вплоть до железа.

Классификация звезд сверхгигантов


По Йеркской классификации, отражающей подчинение спектра светимости, сверхгиганты относятся к I классу. Их разделили на две группы:

  • Ia – яркие сверхгиганты или гипергиганты;
  • Ib – менее яркие сверхгиганты.

По своему спектральному типу в Гарвардской классификации эти звезды занимают промежуток от O до M.
1043;олубые сверхгиганты представлены классам O, B, A, красные – K, M, промежуточные и плохо изученные желтые – F, G.

Красные сверхгиганты

Крупные звезды покидают главную последовательность, когда .
#1080;гантами. Их газовая оболочка вырастает до огромных размеров, распространяясь на миллионы километров. Химические процессы, проходящие с проникновением конвекции и.
1083;е взрыва разлетаются в космосе. Именно красные сверхгиганты обычно заканчивают жизненный путь светила и взрываются сверхновой. Газовая оболочка звезды дает начало новой туманности, а вырожденное ядро превращается в белого карлика. Антарес и Бетельгейзе – крупнейшие объекты из числа умирающих красных светил.

Голубые сверхгиганты

В отличие от красных, доживающих долгую жизнь гигантов, – это молодые и раскаленные звезды, превосходящие своей массой солнечную в 10-50 раз, а радиусом – в 20-25 раз. Их температура впечатляет – она составляет 20-50 тыс. градусов. Поверхность голубых сверхгигантов стремительно уменьшается из-за сжатия, при этом излучение внутренней энергии непрерывно растет и повышает температуру светила. Результатом такого процесса становится превращение красных сверхгигантов в голубые. Астрономы заметили, что звезды в своем развитии проходят различные стадии, на промежуточных этапах они становятся желтыми или белыми. Ярчайшая звезда созвездия Ориона – Ригель – отличный пример голубого сверхгиганта. Ее внушительная масса в 20 раз превышает Солнце, светимость выше в 130 тыс. раз.

В созвездии Лебедя наблюдается звезда Денеб – еще один представитель этого редкого класса. Ее спектральный класс Ia, это – яркий сверхгигант. На небосводе по своей светимости эта далекая звезда может сравниться только с Ригелем. Интенсивность ее излучения сравнима с 196 тыс. Солнц, радиус объекта превосходит наше светило в 200 раз, а вес – в 19. Денеб быстро теряет свою массу, звездный ветер невероятной силы разносит ее вещество по Вселенной. Звезда уже вступила в период нестабильности. Пока ее блеск изменяется по небольшой амплитуде, но со временем станет пульсирующим. После исчерпания запаса тяжелых элементов, которые поддерживают стабильность ядра, Денеб, как другие голубые сверхгиганты, вспыхнет сверхновой, а его массивное ядро станет черной дырой.

Интересные факты

Красный карлик может существовать миллиарды лет, экономно расходуя внутреннее топливо, а для сверхгиганта этот период сокращается до нескольких миллионов.

Известная всем Полярная звезда – представительница этого класса. Она относится к желтому спектру, ее радиус больше солнечного в 30 раз, а светимость – в 2200.

Гипергиганты не значительно превосходят сверхгигантов по размеру, но при этом превалируют в массе в десятки раз, а их яркость достигает от 500 тыс. до 5 млн. светимостей Солнца. Эти звезды имеют самую короткую жизнь, иногда она исчисляется сотнями тысяч лет. Таких ярких и мощных объектов в нашей Галактике найдено около 10.

Изначально ученые считали, что голубые гиганты взрываются, переходя в стадию красных. Но неоднократные наблюдения вспышек сверхновых непосредственно из голубых сверхгигантов, доказали ошибочность этой теории. Колоссальная энергия таких процессов стала неожиданностью для ученых. Под пристальное наблюдение попала Эта Киля, являющаяся нестабильной. Этот голубой сверхгигант, способный затмить 120 Солнц, может взорваться сверхновой в недалеком будущем. Воздействие взрывной волны подобной силы на нашу Солнечную систему непредсказуемо, но мы точно не узнаем о них.

Строение красных гигантов и сверхгигантов

Источник: SpaceGid.com

Как появляются звезды гиганты и сверхгиганты

Как известно, находясь на главной последовательности светило производит энергию благодаря реакциям, происходящим внутри ядра. То есть оно расходует водород. За счёт чего синтезируется гелий. Но он не участвует в термоядерных процессах.
А вот после того, как водородный запас иссякает, ядро сжимается и в ход идёт гелий. При его сгорании внешние слои, наоборот, расширяются. Следовательно, увеличивается температура и площадь излучаемой поверхности. В результате светимость повышается. Однако высвобождение энергии становится меньше, и поверхность уменьшается. Как следствие, она охлаждается. Правда, дальнейшую судьбу решает масса звёздного тела.

UY Щита (Красный гипергигант)
UY Щита (Красный гипергигант)

Эволюция светил малой массы

Например, если массивность меньше 0,35 массы нашего Солнца, то эволюционировать в гигантское светило не сможет. Скорее всего, его ждёт стадия голубого, а затем белого карлика.
При условии, что звезда имеет среднюю массу, а весь водород сгорит, ядро сожмётся. После этого начнётся горение водорода возле ядра. Что позволит внешним слоям расшириться и остыть. Причем светимость несколько увеличится.
Собственно говоря, объект, прошедший стадию главной последовательности, в котором ещё не горит гелий, относится к классу звезды субгиганты.
Возможно, что у светила масса гелиевого ядра увеличится до предела Чандрассекара. В таком случае, оно резко уплотнится и уменьшится. Либо ядро выродится, либо расширятся внешние слои. При последнем сценарии также возрастёт пространство конвективной зоны, а вещество перемешается. В итоге, тело станет красным гигантом.

Звезда Пистолет (Синий гипергигант)
Звезда Пистолет (Синий гипергигант)

Светила средней массы

Разумеется, массивность играет важную роль в развитии небесных тел, в том числе и звёзд. К примеру, учёные выявили как продолжают свою жизнь объекты с различными значениями по этой характеристике.

Сценарии развития:

  • С массой не более 0,4 солнечной, горение гелия не начинается. Тогда по окончании водорода внешняя оболочка сбрасывается. И образуется белый гелиевый карлик.
  • При массе больше 0,4 нашего Солнца в ядре вспыхивает гелий. В то же время внутреннее давление падает, светимость снижается и светило переходит на, так называемую, горизонтальную ветвь эволюции.
  • Когда масса несколько меньше 8 солнечных масс, а в ядре гелиевые ресурсы прекращаются, повышается углеродно-кислородное содержание. Далее ядро сжимается и вокруг запускается горение гелия. Причем перемешивание вещества приводит к росту размера и светимости. На этой стадии звёздный объект находится на асимптотической ветви с инертным центром. После чего он, спустя примерно миллион лет становится нестабильным, и формируется в углеродно-кислородный белый карлик.

Таким образом получается, что звезда прошедшая стадию красного гиганта называется белым карликом.

Большая масса

Что важно, при значениях больше 8 солнечных масс вслед за образованием углеродно-кислородного ядра в термоядерных реакциях начинает принимать участие и углерод. Между прочим, гелиевое сгорание запускается не вспышкой, а постепенно.
По данным учёных, в светилах с массивностью от 8 до 12 Солнца в дальнейшем возможно горение других, более тяжёлых элементов. Правда, в них железо ещё не горит.
Они проходят этапы эволюции по аналогии с представителями средних значений. Однако их светимость выше, а уцелевший белый карлик имеет другой состав. Если говорить точнее, он богат на кислород, магний и неон. В некоторых случаях может произойти взрыв сверхновой, но это очень редкое явление.

Арктур (Оранжевый гигант)
Арктур (Оранжевый гигант)

А вот при массе более 12 солнечных отмечается ещё более высокая светимость. Тогда их уже относят к сверхгигантам. В них синтез протекает с участием всё более тяжёлых элементов, вплоть до железа. Из-за чего образуется железное ядро, которое в последствии коллапсирует, то есть взрывается как сверхновая. В результате формируется нейтронная звезда или чёрная дыра.

Предел Шёнберга-Чандрасекара — максимальное значение ядерной массы, при котором в нём не происходят никакие ядерные реакции. Тогда оно не сможет поддерживать внешнюю оболочку.

Источник: kosmosgid.ru

КРА́СНЫЕ ГИГА́НТЫ И СВЕРХГИГА́НТЫ, звёз­ды с вы­со­кой све­ти­мо­стью [до 105– 106 све­ти­мо­стей Солн­ца (L)] и низ­кой эф­фек­тив­ной темп-рой (3000–5000 К). Со­глас­но Йерк­сской спек­траль­ной клас­си­фи­ка­ции, они от­но­сят­ся со­от­вет­ст­вен­но к спек­траль­ным клас­сам K и M и клас­сам све­ти­мо­сти III и I (или 0 в слу­чае наи­бо­лее мас­сив­ных крас­ных сверх­ги­ган­тов – т. н. ги­пер­ги­ган­тов). Ра­диу­сы крас­ных ги­ган­тов дос­ти­га­ют со­тен ра­диу­сов Солн­ца (R ), а крас­ных сверх­ги­ган­тов – ты­сяч R. К. г. и с. из­лу­ча­ют пре­им. в крас­ной и ИК-об­лас­тях спек­тра. Ха­рак­тер­ная осо­бен­ность спек­тров К. г. и с. – при­сут­ст­вие ли­ний из­лу­че­ния ме­тал­лов, ли­ний H и K Ca II, Ca I, мо­ле­ку­ляр­ных по­лос по­гло­ще­ния. К ти­пич­ным крас­ным ги­ган­там от­но­сит­ся Аль­де­ба­ран (све­ти­мость ≈160L, ра­ди­ус ≈25R), к крас­ным сверх­ги­ган­там – Бе­тель­гей­зе (≈7·104L, ≈700R).

Звёз­ды по­па­да­ют в об­ласть диа­грам­мы Герцш­прун­га – Рес­се­ла, за­ни­мае­мую К. г. и с., в ре­зуль­та­те рас­ши­ре­ния их обо­ло­чек по­сле вы­го­ра­ния в яд­рах звёзд во­до­ро­да (см. Эво­лю­ция звёзд). Крас­ны­ми ги­ган­та­ми ста­но­вят­ся звёз­ды с мас­са­ми от ≈1 мас­сы Солн­ца (M) до ≈(8–10)M. В крас­ные сверх­ги­ган­ты пре­вра­ща­ют­ся звёз­ды с мас­са­ми от ≈(8–10)M до ≈40M. Пер­во­на­чаль­но К. г. и с. име­ют ге­лие­вые яд­ра, ок­ру­жён­ные сло­ем, в ко­то­ром про­ис­хо­дит тер­мо­ядер­ное го­ре­ние во­до­ро­да. Ко­гда темп-ра в цен­тре звез­ды Tc дос­ти­га­ет ≈2·108 К, на­чи­на­ет­ся го­ре­ние ге­лия. Вы­го­ра­ние ге­лия при­во­дит к об­ра­зо­ва­нию уг­ле­род­но-ки­сло­род­ных ядер (рис.), ок­ру­жён­ных дву­мя не­ус­той­чи­вы­ми слоя­ми го­ре­ния – гелие­вым и во­до­род­ным (т. н. ги­ган­ты асим­пто­ти­че­ской вет­ви). Ве­ще­ст­во в яд­рах крас­ных ги­ган­тов вы­ро­ж­де­но.

Для К. г. и с. ха­рак­тер­но ин­тен­сив­ное ис­те­че­ние ве­ще­ст­ва (звёзд­ный ве­тер), по­ток ко­то­ро­го мо­жет дос­ти­гать 10–5– 10–4M в год. Звёзд­ный ве­тер воз­ни­ка­ет под дей­ст­ви­ем дав­ле­ния из­лу­че­ния, пуль­са­ци­он­ной не­ус­той­чи­во­сти, удар­ных волн в ко­ро­нах звёзд. По­те­ря ве­ще­ст­ва и его ох­ла­ж­де­ние мо­гут при­во­дить к воз­ник­но­ве­нию ог­ром­ных га­зо­во-пы­ле­вых око­ло­звёзд­ных обо­ло­чек, пол­но­стью по­гло­щаю­щих ви­ди­мое из­лу­че­ние звёзд. Та­кие объ­ек­ты из­лу­ча­ют в ИК-диа­па­зо­не спек­тра (т. н. OH/IR-звёз­ды).

Го­ре­ние во­до­ро­да и ге­лия в слое­вых ис­точ­ни­ках при­во­дит к уве­ли­че­нию масс ядер звёзд; яд­ра сжи­ма­ют­ся и Tc воз­рас­та­ет. Од­на­ко у крас­ных ги­ган­тов с ис­ход­ны­ми мас­са­ми ≲(8–10)M по­те­ря ве­ще­ст­ва при­во­дит к то­му, что мас­сы их вы­ро­ж­ден­ных уг­ле­род­но-ки­сло­род­ных ядер не дос­ти­га­ют зна­че­ния, при ко­тором воз­мож­но воз­го­ра­ние уг­ле­ро­да, и они пре­вра­ща­ют­ся в бе­лые кар­ли­ки с мас­са­ми ≲1,2M, прой­дя ста­дию пла­не­тар­ной ту­ман­но­сти. В яд­рах бо­лее мас­сив­ных звёзд по­сле­до­ва­тель­но вы­го­ра­ют уг­ле­род, ки­сло­род, не­он, маг­ний, крем­ний, и про­цесс нук­лео­син­те­за за­вер­шает­ся об­ра­зо­ва­ни­ем же­лез­ных (56Fe) ядер c мас­сой ≈ (1,5–2)M , ко­то­рые кол­лап­си­ру­ют с об­ра­зо­ва­ни­ем ней­трон­ных звёзд или чёр­ных дыр. Кол­лап­си­рую­щие крас­ные сверх­ги­ган­ты про­яв­ля­ют­ся в ка­че­ст­ве сверх­но­вых звёзд II ти­па. Вре­мя, ко­то­рое звёз­ды про­во­дят на ста­дии крас­ных ги­ган­тов или крас­ных сверх­ги­ган­тов, со­став­ля­ет ок. 10% пол­но­го вре­ме­ни их жиз­ни.

Сре­ди К. г. и с. на­блю­да­ют­ся пе­ре­мен­ные звёз­ды разл. ти­пов: ми­ри­ды, по­лу­пра­виль­ные пе­ре­мен­ные и др. с пе­рио­да­ми пуль­са­ций от де­сят­ков су­ток до не­сколь­ких лет и ва­риа­ция­ми бле­ска до не­сколь­ких звёзд­ных ве­ли­чин. Пуль­сации мо­гут быть как ра­ди­аль­ны­ми, так и не­ра­ди­аль­ны­ми. На пуль­са­ции мо­гут на­ла­гать­ся рас­про­стра­няю­щие­ся в обо­лоч­ках звёзд удар­ные вол­ны.

Звёз­ды с хи­мич. со­ста­вом, близ­ким к сол­неч­но­му, с ис­ход­ны­ми мас­са­ми ≳40M не дос­ти­га­ют в хо­де эво­лю­ции ста­дии крас­но­го сверх­ги­ган­та, по­сколь­ку уже на ста­дии го­ре­ния во­до­ро­да в яд­ре те­ря­ют б. ч. во­до­род­ной обо­лоч­ки и пе­ре­ме­ща­ют­ся в об­ласть диа­грам­мы Герц­шпрун­га – Рес­се­ла, за­ни­мае­мую го­ря­чи­ми звёз­да­ми (с эф­фек­тив­ной темп-рой до 105 К). Звез­да мо­жет так­же по­ки­нуть об­ласть крас­ных ги­ган­тов или сверх­ги­ган­тов и пе­ре­мес­тить­ся в об­ласть бо­лее го­ря­чих звёзд, ес­ли она вхо­дит в со­став тес­ной двой­ной сис­те­мы и те­ря­ет обо­лоч­ку в ре­зуль­та­те за­пол­не­ния по­лос­ти Ро­ша.

Источник: bigenc.ru

 

Сверхгиганты — одни из самых массивных звезд. Массы сверхгигантов варьируют от 10 до 70 масс Солнца, светимости — от 30 000 вплоть до сотен тысяч солнечных. Радиусы могут сильно отличаться — от 30 до 500, а иногда и превышают 1000 солнечных, тогда их ещё можно называть гипергигантами. Из закона Стефана — Больцмана следует, что относительно холодные поверхности красных сверхгигантов выделяют намного меньше энергии с единицы площади, чем горячие голубые сверхгиганты. Поэтому при одинаковой светимости красный сверхгигант всегда будет иметь больший размер, чем голубой.

В диаграмме Герцшпрунга — Рессела, характеризующей отношения звездной величины, светимости, температуры и спектрального класса, такие светила расположены сверху, указывая на высокую (от +5 до +12) видимую величину объектов. Их жизненный цикл короче, чем у других звезд, потому что своего состояния они достигают в финале эволюционного процесса, когда запасы ядерного топлива на исходе. В раскаленных объектах заканчивается гелий и водород, а горение продолжается за счет кислорода и углерода и далее вплоть до железа.

Крупные звезды покидают главную последовательность, когда в их ядре начинается горение углерода и кислорода, – они становятся красными сверхгигантами. Их газовая оболочка вырастает до огромных размеров, распространяясь на миллионы километров. Химические процессы, проходящие с проникновением конвекции из оболочки в ядро, приводят к синтезу тяжелых элементов железного пика, которые после взрыва разлетаются в космосе. Именно красные сверхгиганты обычно заканчивают жизненный путь светила и взрываются сверхновой. Газовая оболочка звезды дает начало новой туманности, а вырожденное ядро превращается в белого карлика. Антарес и Бетельгейзе – крупнейшие объекты из числа умирающих красных светил.

 

Строение красных гигантов и сверхгигантов

Рис.74. Диск звезды Бетельгейзе. Снимок телескопа «Хаббл».

В отличие от красных, доживающих долгую жизнь гигантов, голубые гиганты – это молодые и раскаленные звезды, превосходящие своей массой солнечную в 10-50 раз, а радиусом – в 20-25 раз. Их температура впечатляет – она составляет 20-50 тыс. градусов. Поверхность голубых сверхгигантов стремительно уменьшается из-за сжатия, при этом излучение внутренней энергии непрерывно растет и повышает температуру светила. Ярчайшая звезда созвездия Ориона – Ригель – отличный пример голубого сверхгиганта. Ее внушительная масса в 20 раз превышает Солнце, светимость выше в 130 тысяч раз.

 

Строение красных гигантов и сверхгигантов

 

Рис.75. Созвездие Ориона.

 

В созвездии Лебедя наблюдается звезда Денеб – еще один представитель этого редкого класса. Это – яркий сверхгигант. На небосводе по своей светимости эта далекая звезда может сравниться только с Ригелем. Интенсивность ее излучения сравнима с 196 тысяч Солнц, радиус объекта превосходит наше светило в 200 раз, а масса – в 19. Денеб быстро теряет свою массу, звездный ветер невероятной силы разносит ее вещество по Вселенной. Звезда уже вступила в период нестабильности. Пока ее блеск изменяется по небольшой амплитуде, но со временем станет пульсирующим. После исчерпания запаса тяжелых элементов, которые поддерживают стабильность ядра, Денеб, как другие голубые сверхгиганты, вспыхнет сверхновой, а его массивное ядро станет черной дырой.

Гипергиганты незначительно превосходят сверхгигантов по размеру, но при этом превалируют в массе в десятки раз, а их яркость достигает от 500 тыс. до 5 млн. светимостей Солнца. Эти звезды имеют самую короткую жизнь, иногда она исчисляется сотнями тысяч лет. Таких ярких и мощных объектов в нашей Галактике найдено около 10.

 

Строение красных гигантов и сверхгигантов

Рис.76. Денеб.

 

Самой яркой на сегодняшний день звездой (и самой массивной) считается светило R136a1. О ее открытии было объявлено в 2010 году. Это звезда Вольфа-Райе со светимостью примерно в 8 700 000 солнечной и массой в 265 раз большей, чем наша родная звезда. Когда-то ее масса составляла 320 солнечных. R136a1 фактически является частью плотного скопления звезд под названием R136, расположенного в Большом Магеллановом Облаке. По словам Пола Кроутера, одного из первооткрывателей, «планетам нужно больше времени для формирования, чем такой звезде — жить и умереть. Даже если бы там были планеты, никаких астрономов на них не было бы, потому что ночное небо было таким же ярким, как и дневное».

Строение красных гигантов и сверхгигантов

 

Строение красных гигантов и сверхгигантов

Рис.77. Компьютерная обработка фотоснимка звезды R136a1.

Источник: studopedia.ru


You May Also Like

About the Author: admind

Добавить комментарий

Ваш адрес email не будет опубликован. Обязательные поля помечены *

Этот сайт использует Akismet для борьбы со спамом. Узнайте, как обрабатываются ваши данные комментариев.