Ta članek je med dobrimi

Super velikan

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi v iskanje
Hertzsprung - Russellov diagram z označeno regijo, ki jo zasedajo supergiganti

Supergiganti so ena najsvetlejših, največjih in najmasivnejših zvezd , katerih svetilnost je lahko milijone krat večja od sonca, polmer pa tisočkrat. Te zvezde zasedajo zgornji del Hertzsprung -Russellovega diagrama in sestavljajo razred svetilnosti I. Imajo močan zvezdni veter , skoraj vse so spremenljive .

Superiganti so mlade in kratkotrajne zvezde, ki pripadajo populaciji I. V svojem razvoju se kakovostno razlikujejo od manj masivnih zvezd. Supergiganti lahko podpirajo takšne termonuklearne reakcije v črevesju, za prehod katerih so potrebne visoke temperature in gostote ter sintetizirajo težke elemente do železa . V nekem trenutku se jedro zvezde zruši, sprosti se velika količina energije, odnesejo se zunanje plasti in opazi eksplozija supernove tipa II, od zvezde pa ostane nevtronska zvezda ali črna luknja . Superiganti in supernove, ki jih ustvarjajo, so glavni vir elementov helija in alfa, ki se izločajo v medzvezdni medij .

Specifikacije

Grozd NGC 4755 vsebuje rdečega super velikana in štiri modre. [1]

Supergiganti se od drugih zvezd razlikujejo po zelo visoki svetilnosti in velikosti ter zasedajo zgornji del Hertzsprung - Russellovega diagrama[2] . Svetilnosti takšnih zvezd se gibljejo od več deset tisoč do milijonov svetilnosti Sonca , absolutne zvezdne velikosti pa se v povprečju gibljejo od –4 m do –8 m . Polmeri takšnih zvezd se lahko gibljejo od 20 R do nekaj tisoč - največji supergiganti, ki so na mestu Sonca, bi zapolnili prostor do orbite Jupitra [3] [4] [5] [6] .

Temperature na površini supergejanov se razlikujejo v širokem razponu: obstajajo supergiganti spektralnih razredov od O do M, zato se razlikujejo modri , rumeni in rdeči supergiganti . Velika večina super -velikanov spada v razred B - teh je več kot vseh drugih skupaj [7] . Rdeči supergiganti so največji, vendar imajo zaradi nižje površinske temperature v povprečju enako svetilnost kot rumeni in modri. Supergiganti so razred svetilnosti I, ki je razdeljen na podrazrede Ia in Ib [6] , ki sta svetlejša in manj svetla super velikana. Supergiganti z največjo svetilnostjo so ločeni v ločeno vrsto - hipergiganti[8] [5] [9] . Rigel spada med modre superigante, Betelgeuse med rdeče, Pole Star pa med rumene [5] [6] .

Zvezde, ki med evolucijo postanejo superiganti (glej spodaj) [⇨] ), imajo začetno maso najmanj 8―10 M [10] . Iz tega sledi, da so super velikani zelo mlade zvezde, njihova življenjska doba ne presega milijonov let [3] [5] . Spadajo v tanki disk Galaksije in pripadajo populaciji I [11] [12] .

Zaradi velikega polmera imajo supergiganti majhen pospešek gravitacije - za rdeče supergigante je to lahko 10 −2 m / s 2 [13] , zelo nizke gostote [14] pa so najnižje za rdeče supergigante, približno 10 −7 g / cm 3 [6] . To vodi k dejstvu, da imajo spektri teh zvezd zelo ozke in globoke spektralne črte , supergiganti pa imajo močan zvezdni veter in pogoste izmet snovi v vesolje[2] [4] [5] .

Skoraj vsi supergiganti so spremenljive zvezde različnih vrst [5] . Na primer, modri supergiganti so lahko svetlo modre spremenljivke , rumene so klasične cefeide , rdeče pa Miradi [15] [16] .

Evolucija

Kemična sestava supergiganta na koncu evolucije (ne v obsegu)

Tudi evolucija supergigantov se razlikuje od evolucije manj masivnih zvezd. Zvezde, ki imajo v jedrih osiromašen vodik, zapustijo glavno zaporedje in ga še naprej sežgejo v lupini okoli jedra. Na tej stopnji se pojavijo razlike: če zvezde z maso manjšo od 10 M dosežejo mejo Hayashi in vstopijo v vejo rdečih velikanov , nakar začne helij goreti v jedru, potem pri masivnejših zvezdah helij zasveti tudi, ko zvezda ni dosegla meje Hayashi, ima precej visoko temperaturo in je modri super velikan. Hkrati masivne zvezde ne povečajo močno svoje svetilnosti, saj je zanje že blizu kritične , čeprav se povečujejo in se še naprej postopoma hladijo [10] [17] [18] .

Po izčrpanju helija v jedru zvezde se tam postopoma začne jedrsko izgorevanje ogljika , helij pa še naprej gori okoli jedra. Nadalje se na podoben način v jedru začnejo pojavljati druge jedrske reakcije in nastajajo novi elementi, vse do železa (glej spodaj [⇨] ). V zvezdi nastane veliko plasti različnih kemičnih elementov, na mejah katerih potekajo jedrske reakcije [19] [20] . Stadij supergiganta je približno desetina že tako kratke življenjske dobe zvezde - ne več kot milijon let, večino časa pa zvezda izgori helij v jedru, preostale faze nukleosinteze pa ne trajajo več kot nekaj tisoč let [3] [21] [22] ...

V najmasivnejših zvezdah asimptotične velikanske veje - z masami 8-10 M - se na določeni stopnji njihove evolucije nabere dovolj ogljika in pride do detonacije ogljika , zaradi česar zvezda, če ostane nedotaknjena, tudi začne kuriti ogljik in se razvija kot super velikan [23] [24] [25] . Takšne zvezde veljajo za vmesne med bolj masivnimi supergiganti in manj masivnimi zvezdami asimptotične velikanske veje [26] [27] .

Vsekakor se lahko zunanje opazovani razvoj odvija na različne načine in je odvisen od številnih dejavnikov. Če zvezdi uspe ohraniti zunanje lupine, se njeno širjenje nadaljuje, postane rdeča in najprej postane rumena, nato pa rdeča super velikanka. Če zvezda izgubi večino svoje ovojnice zaradi močnega zvezdnega vetra ali privlačnosti druge zvezde v tesnem binarnem sistemu , se temperatura dvigne in lahko spet postane modri super velikan ali celo Wolf-Rayetova zvezda . Kljub temu izguba dela ovojnice ne preprečuje, da bi se zvezda ponovno razširila in spremenila v rdečega super velikana [4] [10] [28] .

Nukleosinteza

Različne stopnje nukleosinteze v jedrih zvezd različnih mas [29]
Stopnja Trajanje faze v letih
15 M 20 M 25 M
Izgorevanje vodika 1.1⋅10 7 7,5⋅10 6 5,9⋅10 6
Izgorevanje helija 1,4⋅10 6 9,3⋅10 5 6,8⋅10 5
Sežiganje ogljika 2600 1400 970
Goreči neon 2.0 1.5 0,77
Izgorevanje kisika 2.5 0,79 0,33
Zgorevanje silicija 0,29 0,031 0,023

Procesi nukleosinteze pri supergigantih so zapleteni in raznoliki. V njihovih jedrih potekajo različne reakcije, v katerih nastajajo kemični elementi, vse do železa : ustvarjajo ga zvezde z maso najmanj 15 M . Sinteza težjih elementov je energetsko neugodna, zato ne more nadaljevati [22] [24] .

Ena od značilnosti teh procesov je, da se zadnje faze nukleosinteze končajo zelo hitro - v obdobju reda ali manj kot nekaj let. Čas, ki je potreben, da zvezda dovolj spremeni svojo velikost, temperaturo in svetilnost, ustreza toplotni časovni lestvici , ki je za super velikane približno 10 2 -10 3 leta. Posledično se med temi procesi zunanje značilnosti zvezde praktično ne spremenijo in nevtrinsko sevanje začne igrati pomembno vlogo pri prenosu povečanega pretoka energije iz jedra [30] .

Sežiganje ogljika

Ko se helij v jedru zvezde izčrpa, se skrči in ko temperatura doseže 0,3-1,2⋅10 9 K , se v njem začne jedrsko zgorevanje ogljika [31] :

Magnezijev izotop je v vzbujenem stanju , zato lahko razpade po eni od naslednjih poti [31] :

Prav na tej stopnji imajo nevtrini odločilno vlogo pri prenosu energije iz jedra [31] .

Goreči neon

Ko se izgorevanje ogljika konča, je jedro zvezde sestavljeno predvsem iz kisika (0,7 mase jedra), neona (0,2-0,3 mase jedra) in magnezija. Med temi delci ima kisik najmanjšo Coulombovo pregrado , vendar zaradi prisotnosti visokoenergetskih fotonov v jedru postanejo endotermne reakcije z udeležbo neona na voljo pri nižji temperaturi 1,2-1,9⋅10 9 K [32] :

Kljub temu pa sproščanje energije iz drugih reakcij, ki se pojavljajo hkrati, naredi fazo zgorevanja neona eksotermno [32] .

Izgorevanje kisika

Ko temperatura v jedru doseže 1,5-2,6⋅10 9 K , se začne zgorevanje jedrskega kisika [33] :

Jedro žvepla lahko razpade na naslednji način [33] :

Zgorevanje silicija

Jedrsko zgorevanje silicija se začne, ko temperatura v jedru doseže 2,3⋅10 9 K , medtem ko nastane železo . Del silicija gre skozi reakcije fotorazgradnje [34] :

Tako nastali delci alfa sodelujejo v procesu alfa , katerega končni produkt so nikljeva jedra. Njegova jedra se zaradi dvojnega beta razpada pretvorijo v železovo jedro [34] [35] :

Neposredna reakcija malo verjetno, ker je Coulombova pregrada zanj prevelika [35] .

Hkrati se oblikovani elementi razgradijo kot posledica fotorazpadanja, vendar je ravnovesje med sintezo in cepitvijo vseh elementov v jedru doseženo šele, ko jedro postane večinoma železo. To stanje se imenuje jedrsko statistično ravnovesje ( angl. Nuclear statistics eqilibrium) [34] [36] .

Jedrski propad

Ko jedro zvezde doseže jedrsko statistično ravnovesje, zaradi procesov fotorazgradnje in relativističnih učinkov adiabatski eksponent njenega jedra pade pod 4/3. Zaradi virialnega izreka jedro ne more uravnotežiti svoje teže s pritiskom in se začne krčiti. Sprva stiskanje ni zelo hitro - v toplotni časovni lestvici , medtem ko se tudi nevtrinski tok znatno poveča [24] [37] [38] . Vendar se lahko zvezde z maso 8-10 M avoid temu izognejo in se po izgubi ovojnice spremenijo v planetarno meglico , nato pa v belega pritlikavca , podobno kot zvezde asimptotične velikanske veje [39] .

Ko se jedro zgosti, se v njem začne nevtronizacija snovi in v njem je manj elektronov . Ker prosti elektroni pomembno prispevajo k tlaku, nevtronizacija zmanjša tlak v jedru in stiskanje se pospeši. Poleg tega fotodisintegracija vodi v pojav še večjega števila alfa delcev, adiabatski eksponent pa se dodatno zmanjša. Jedro se začne zrušiti in v nekaj milisekundah doseže gostoto reda 10 14 g / cm 3 - to je gostota nevtronske zvezde [38] .

Na tej točki material postane stisljiv in propad se nenadoma ustavi. Hkrati se jedro odbije in trči z zunanjimi plastmi, pri čemer nastane udarni val , katerega energija je pri veliki hitrosti reda 10 45 -10 46 J. J. - pride do eksplozije supernove tipa II in od zvezde ostane nevtronska zvezda ali črna luknja [38] .

Eksplozija supernove vodi do dejstva, da je okoliški prostor obogaten z elementi, ki so se razvili med življenjem zvezde, pa tudi med eksplozijo supernove med eksplozivno nukleosintezo . Maso izločene snovi je težko količinsko opredeliti, vendar je znano, da so supernove, ki jih ustvarijo super -velikani, glavni dobavitelj elementov helija in alfa v medzvezdnem mediju [38] .

Opombe (uredi)

  1. Praznik MW. Razprava o NGC 4755 in nekaterih drugih mladih grozdih v galaksiji in Magellanovih oblakih . - 1964.- T. 20 . - S. 22 .
  2. 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 377.
  3. 1 2 3 Supergiant zvezda (ang.) ... Enciklopedija Britannica . Datum zdravljenja: 23. marec 2021.
  4. 1 2 3 Darling D. Supergiant . Internetna enciklopedija znanosti . Datum zdravljenja: 23. marec 2021.
  5. 1 2 3 4 5 6 Yungelson L.R. Supergiani . Velika ruska enciklopedija . Datum zdravljenja: 23. marec 2021.
  6. 1 2 3 4 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (eng.) 65-73. Cambridge University Press . Datum zdravljenja: 23. marec 2021.
  7. JR Sowell, M. Trippe, SM-Nieves avtorja Caballero, N. The Houk. Diagrami, ki temeljijo na HR, zvezdah HD v Michiganu, boste spektralni katalog in katalog Hipparcos (ang.) // časopisa Astronomical Journal . - Bristol: Založništvo IOP , 2007. - 1. september (letnik 134). - str. 1089-1102. - ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086 / 520060 .
  8. Kononovich, Moroz, 2004 , str. 377-378.
  9. Morgan-Keenanov svetlobni razred . astronomija.swin.edu.au . Datum zdravljenja: 23. marec 2021.
  10. 1 2 3 Surdin, 2015 , str. 159-161.
  11. Kononovich, Moroz, 2004 , str. 440.
  12. ^ Dragi D. Prebivalstvo I . Internetna enciklopedija znanosti . Datum zdravljenja: 24. marec 2021.
  13. Levesque EM, Massey of P., Olsen KAG, Plez B., E. Josselin iz The Effective the Temperature of the scale of Red Galactic's Supergiants: Cool, But Not as the Cool as with the Thought for We (eng .) // iz The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2005. - avgust ( letnik 628 ( letnik 628, izp . 2 ). - str. 973-985 . - ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 10.1086 / 430901 ...
  14. Karttunen et al., 2007 , str. 212.
  15. Karttunen et al., 2007 , str. 250, 282-283.
  16. Surdin, 2015 , str. 165-166.
  17. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 174.
  18. Karttunen et al., 2007 , str. 250.
  19. Surdin, 2015 , str. 154-157.
  20. Karttunen et al., 2007 , str. 250-251.
  21. Jungelson L.R. Rdeči velikani in super velikani . Velika ruska enciklopedija . Datum zdravljenja: 24. marec 2021.
  22. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 214-224.
  23. Surdin, 2015 , str. 154-159.
  24. 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , str. 250-253.
  25. Salaris, Cassisi, 2005 , str. 189.
  26. Siess L. Evolucija masivnih zvezd AGB - I. Faza gorenja ogljika (angleščina) // Astronomy & Astrophysics . - Bristol: EDP ​​Sciences , 2006.- 1. marec ( letnik 448 ( izp. 2 ).- str. 717-729.- ISSN 1432-0746 0004-6361, 1432-0746.- doi : 10.1051 / 0004- 6361: 20053043 .
  27. Poelarends AJT, F. The Herwig, N. The Langer, A. The Heger iz kanala Supernova Channel Super-AGB Stars (eng.) // iz The Astrophysical Journal . - Založništvo IOP , 2008.- 1. marec (letnik 675). - st. 614-625. — ISSN 0004-637X . — doi : 10.1086/520872 .
  28. Karttunen et al., 2007 , pp. 250, 256.
  29. Salaris, Cassisi, 2005 , p. 216.
  30. Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 216—217.
  31. 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 217—219.
  32. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 219—220.
  33. 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 220—221.
  34. 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 221—222.
  35. 1 2 Рыжов В. Н. Звездный нуклеосинтез - источник происхождения химических элементов . Астронет . Дата обращения: 24 марта 2021.
  36. 7.4 Нейтронизация вещества и потеря устойчивости звезды. . Астронет . Дата обращения: 25 марта 2021.
  37. Кононович, Мороз, 2004 , с. 414.
  38. 1 2 3 4 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 222—224.
  39. Сурдин, 2015 , с. 156.

Литература