Голубые гиганты звезды


Сегодня мы знаем о звездах гораздо больше, чем Конт или Сократ. Но если сейчас даже школьник в общих чертах представляет, что такое звезда, то вопрос «откуда берутся звезды» покрыт мраком. Действительно, откуда? Эта статья как раз о том, как рождаются так называемые голубые гиганты — массивные звезды, которые видны на небосклоне невооруженным глазом.

Строительный материал

Молодые звезды, то есть звезды в возрасте от миллиона до нескольких сотен миллионов лет, в основном состоят из водорода. Водород — самый ходовой строительный материал Вселенной, молекулярный кирпичик, который кладется в фундамент самых разнообразных объектов звездного мира: от межгалактического газа до голубых гигантов. Значит, для того чтобы обеспечить рождение звезды, нужно запастись немалым количеством водорода. Но как же собрать в одном месте большую массу этого строительного материала? Откуда он возьмется на бескрайних просторах Вселенной?

Первый этап — межзвездный газ


Пространство между звездами вовсе не абсолютный вакуум, оно заполнено атомами кальция, натрия, кислорода, углерода, довольно сложными молекулами, образующими пылинки, — но большей частью все-таки водородом и гелием. Это так называемый межзвездный газ, который заполняет всю нашу Галактику. Наибольшая концентрация газа — около ее плоскости, в очень тонком слое толщиной в 70 световых лет (а диаметр Галактики около 60 тысяч световых лет). Итак, основа для звезды нашлась. В дальнейшем мы будем говорить именно о нашей Галактике как о самой близкой и лучше всего изученной области Вселенной.

Второй этап — тепловая неустойчивость

Каков же механизм превращения газа в звезду? Если бы здесь был сэр Максвелл, он сказал бы, что однородный газ будет находиться в состоянии неустойчивого теплового равновесия, а значит, в нем неизбежно будут появляться как плотные области (сгущения), так и более разреженные. Хотя область и называется плотной, это название весьма условно, поскольку газ в ней не так уж и плотен: буквально несколько десятков атомов в одном кубическом сантиметре. Сгущения в газе называются газовыми облаками, и мы наблюдаем их как туманности.
зовые облака двигаются, причем средняя их скорость составляет 8 км/с, а самые шустрые разгоняются до 80 км/с. И это не опечатка! Огромная масса газа диаметром в несколько парсек (1пк = 3,26 св. лет или 30 тысяч миллиардов километров) несется по гораздо более разреженной среде со скоростью, превышающей скорость наших космических кораблей. А так как в Галактике очень много таких облаков, то в один прекрасный момент (в галактических масштабах этот момент длится несколько тысяч лет) одно газовое облако сталкивается с другим. Возникшая от этого столкновения ударная волна заставляет газ в столкнувшихся облаках сильно уплотниться, давая начало следующему этапу рождения звезды.

Третий этап — магнитное поле

Газовые облака огромны, но тем не менее их массы недостаточно для рождения звезды. Вещества в них столько же, сколько в нашем Солнце, а нужно — в несколько десятков, сотен раз больше. Что же заставляет межзвездные облака собираться вместе? Оказывается, эту задачу выполняют магнитные галактические поля. Магнитное поле нашей Галактики было открыто в конце сороковых годов прошлого века. Причина возникновения этого поля до сих пор точно не известна. Как и положено всякому уважающему себя полю, оно имеет силовые линии, то есть линии напряженности. Газовые облака могут обычно двигаться только вдоль этих линий.
обы понять, как же кучкуются межзвездные облака, представим себе магнитное поле в виде слабо натянутой простыни. Вот мы пускаем по этой простыне маленький мячик от пинг-понга (это наше газопылевое облако): под мячиком простыня оказывается прогнутой сильнее, появляется ямка — прогибаются силовые линии. В ямку начинают скатываться другие мячи (облака), делая ее все глубже и глубже. Такое явление называется неустойчивостью Рэлея-Джинса. То есть достаточно какой-либо первоначальной неоднородности в магнитном поле, например, влетевшего в эту неоднородность облака — и готово: высоко над (или под) плоскостью галактики висит мешок с собранным газом — газово-пылевой комплекс.

Четвертый этап — гравитация

Итак, водорода (и даже не только его) теперь в избытке. Далее в действие вступают механизмы, описанные теорией звездообразования. Основы ее заложил сэр Исаак Ньютон, а дальнейшее развитие теория получила трудами японского астрофизика Хаяши. Если у нас есть однородный газ, то в нем неизбежно начинают образовываться сгущения: места, в которых газа больше, чем в других. Но это уже не тепловая неустойчивость, как в случае с межзвездным газом, а гравитационная. Под действием гравитации к этим первоначальным сгусткам устремляются все новые и новые порции газа.


ждый сгусток — это будущая звезда. Сильно увеличившийся сгусток принимает форму шара, самую устойчивую геометрическую форму. Газовые слои перемешиваются и уплотняются, в центре шара начинает расти давление. Шар постепенно нагревается, постоянно увеличивая свою массу, получая и получая новый строительный материал. На этом этапе протозвезда еще невидима, ее заслоняют собравшиеся вокруг и сильно уплотнившиеся облака. Кстати, разглядеть такие объекты стало возможным только с появлением телескопов, работающих в инфракрасных диапазонах. Но помимо сил гравитации теперь начинают проявляться и другие силы — силы давления газа, которые стремятся растащить шар в разные стороны. Эта вечная борьба сил центробежных с силами центростремительными сопровождает звезду в течение всего времени ее существования. Если в конце концов победят первые, звезда взорвется, и мы увидим вспышку Сверхновой. Если вторые (силы гравитации) — звезда схлопнется сама в себя: появится такой загадочный объект, как черная дыра.

Пятый этап — начало термоядерной реакции

Почему звезда светится? Дело в том, что звезда — это, по сути, термоядерный реактор, в котором освобождается энергия, идущая на излучение звезды и удерживающая ее от превращения в черную дыру, от гравитационного коллапса.


Но для начала термоядерной реакции нужна очень высокая температура — 10 миллионов градусов. И только после того как протозвезда перейдет на термоядерное топливо, она сможет называться молодой звездой. Из каких же источников взять энергию для такого колоссального разогрева? Ведь речь идет о гигантской массе газа, в несколько десятков раз больше массы нашего Солнца!

В самом начале жизни протозвезды вся масса ее вещества вовлечена в движение от центра к поверхности и наоборот, а ее температура не превышает еще четырех тысяч градусов. После нескольких сотен тысяч лет сжатия (иногда меньше) конвекционные потоки слабеют, не заполняют уже всю внутренность протозвезды, а протекают более близко к поверхности. Благодаря этому температура центральной области начинает расти быстрее и примерно через миллион лет после начала сжатия достигает уровня, достаточного для легких термоядерных реакций (превращения ядер лития в бериллий), а затем и для основного протон-протонного цикла. И это уже самая настоящая молодая звезда. (Кстати, время рождения звезды зависит от ее первоначальной массы — массивные протозвезды проходят этапы быстрее.)

Детский сад

В пылевом облаке, конечно, рождается не одна единственная звездочка. Облако огромное, и первоначальных сгущений в нем обычно появляется сразу несколько десятков.
этому на небе возникает прекрасный объект из десятков близко расположенных звезд, светящих ярким и молодым голубым светом. Самый замечательный пример такого звездного скопления — Плеяды, небольшой островок, «детский сад звезд» в созвездии Тельца. В крупные телескопы и сейчас вокруг этих звезд видны остатки неиспользованной пыли. Пример газопылевого комплекса, в котором звезды находятся на завершающей стадии рождения, это туманность Ориона в одноименном созвездии. Кстати, самые яркие звезды созвездия Ориона произошли из одного пылевого облака, но из-за вращения нашей Галактики начали разбегаться и теперь удалены друг от друга на несколько световых лет. В туманности Змееносца звезды только появляются на свет. Они скрыты от нас огромными пылевыми облаками, коконами, в центре которых и происходит сжатие протозвезды в звезду. Конечно, в процессах рождения звезд остается еще очень много вопросов, ответы на которые должны дать следующие поколения исследователей. Надеюсь, эти ответы будут получены раньше, чем погаснут сверкающие сейчас на ночном небе звезды.

Источник: www.PopMech.ru

Поскольку не имеется точного определения гигантских голубых звезд, под ними чаще всего понимаются массивные горячие звезды, относящиеся к спектральным классам О или В.


лтые карлики, наподобие нашего Солнца, имеют температуру примерно в 6000 Кельвинов, тогда как голубым гигантам свойственна температура самое меньшее в десять тысяч Кельвинов. Тип звезд, называемый голубыми супергигантами, имеет температуру поверхности от десяти до пятидесяти тысяч Кельвинов и яркость от десяти тысяч до миллиона раз большую, чем у Солнца. Превосходным примером такой звезды является Ригель в созвездии Ориона, который является супергигантом класса В. Он в 25 раз больше Солнца и имеет температуру в одиннадцать тысяч Кельвинов.

Голубой гигант — это не класс звезд

В астрономии термин гигантская голубая звезда не имеет точного определения. На практике, голубыми гигантами могут быть названы звезды на различной стадии эволюции, имеющие сходство по определенным параметрам. Чаще всего под голубыми гигантами понимают горячие и массивные звезды, наподобие звезд Вольфа-Райе, просто потому, что они большие и горячие.

Голубые гиганты в действительности не такие уж и большие

Несмотря на их статус гигантов, голубые гиганты ненамного больше, чем некоторые звезды основных классов. Минимальная температура в десять тысяч Кельвинов, позволяющая им испускать голубой свет, помещает их между классами О и В, а иногда относит к классу А.
ще всего голубой гигант примерно в два раза массивнее Солнца и больше нашей звезды в пять-десять раз. Но при этом самый тяжелый известный голубой супергигант тяжелее Солнца в 315 раз. Звезда R136a1, обнаруженная в Большом Магеллановом Облаке, настолько массивная, что это привело к сомнению в стандартной модели процесса формирования звезд. Эта звезда в 29 раз больше Солнца. Она не является самой большой известной звездой, но самой яркой. Она светится в 8,7 млн раз ярче Солнца. Температура ее поверхности достигает 53 тысяч Кельвинов, а масса находится в промежутке от 265 до 315 солнечных. Это делает данную звезду самой массивной среди известных. Звезда выбрасывает собственное вещество примерно в 20 миллиардов раз более активно, что Солнце, и теряет массу с каждым годом. Ученые заявляют, что она потеряла примерно 50 солнечных масс со времени своего рождения, которое имело место 800 тысяч лет назад.

Голубые гиганты могут менять цвет

Массивные звезды расширяются, когда водород сгорает в оболочке вокруг их ядер, в основном содержащих гелий, и не получают значительного увеличения в свечении, смещаясь по спектру от одного класса звезд к другому. Это приводит к тому, что звезды могут быстро перейти от того, чтобы быть обычным голубым гигантом к тому, чтобы стать ярким голубым гигантом, а затем желтым супергигантом. Заканчиваются эти эволюции превращением звезды в красного супергиганта. Соответственно, будет меняться и яркость звезды из-за перемен в ее температуре и поверхностной гравитации.


Срок жизни голубых гигантов очень короткий

По вине относительно большой массы голубые гиганты спектрального класса О сжигают свой водород примерно за миллион лет перед тем, как стать сверхновой еще через несколько миллионов лет. В результате большая часть звезд спектральных классов О и В имеет возраст в несколько миллионов лет, и большая их часть покинет эти классы примерно за 10 миллионов лет.

Голубые гиганты — наиболее вероятные предшественники черных дыр

Красные гиганты имеют свои размеры из-за раздутости. Голубые гиганты велики потому, что содержат большое количество вещества. Когда они умирают, их ядра остаются такими большими, что происходит коллапс, который превращает остатки звезды в черную дыру. Конечно же, не все черные дыры возникают из голубых гигантов, но наиболее массивные голубые гиганты, несомненно, станут черными дырами, когда придет их время.

Фото: photo.oringo.com.ua

Еще по теме:

У звезд-гигантов тоже могут быть планеты

Голубые звезды скрывают возраст


Шесть самых загадочных объектов Вселенной

NASA сфотографировало Юпитер крупным планом

Источник: www.ecosever.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.

 

Голубые гиганты звезды

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.

 

Голубые гиганты звезды

 

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.

 

Голубые гиганты звезды

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».

 

Голубые гиганты звезды

Рис.77. Компьютерная обработка фотоснимка звезды R136a1.

Источник: studopedia.ru

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 пребывают в состоянии борьбы с собой, внешний слой давит силой тяжести, а ядро – силой разогретого вещества, стремящегося расширится. В процессе существования водород и гелий постепенно выгорают в центре и обычные светила, имеющие значительную массу, становятся сверхгигантами. Встречаются 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. Приближаясь к финальному отрезку существования объекты с весом, превышающим солнечный в 10-70 раз, переходят в разряд сверхгигантов. В диаграмме Герцшпрунга-Рассела, 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.

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. Голубые сверхгиганты представлены классам O, B, A, красные – K, M, промежуточные и плохо изученные желтые – F, G.

Красные сверхгиганты

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.

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.

Источник: SpaceGid.com


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.