Блакитний надгігант

Включає CC-BY-SA матеріали з Вікіпедії: стаття Блакитний надгігант (автори)

Діаграма Герцшпрунга—Рассела

Спектральний клас

Коричневі карлики

Білі карлики

Червоні карлики

Субкарлики

Головна послідовність
(«карлики»)

Субгіганти

Гіганти

Яскраві гіганти

Надгіганти

Гіпергіганти

Абсолютна

зоряна

величина

(M_V)

Блакитні надгіганти — гарячі яскраві зорі, які науково називаються надгіганти класу OB. Вони мають клас світності I та спектральний клас B9 або вищий. Вони знаходяться у верхній лівій частині діаграми Герцшпрунга—Рассела справа від головної послідовності. Ці зорі є більшими від Сонця, але меншими за червоний надгігант, з температурами поверхні 10 000-50 000 K та світністю, що перевищує світність Сонця від 10 000 до одного мільйона разів.

Формування та еволюція

Алудра, блакитний надгігант класу B5 у сузір'ї Великого Пса, є досить молодою зіркою, але через високу швидкість руху по головній послідовності, вона вже наближається до кінця свого існування.

Надгіганти — це розвинені зірки великої маси, більші та яскравіші за зорі головної послідовності. Зорі класу O та початку класу B з початковими масами 10-100 M_☉ залишають головну послідовність вже через декілька мільйонів років, оскільки їх водень спалюється, і важчі елементи починають з'являтися біля поверхні зорі. Такі зорі як правило стають блакитними надгігантами, хоча можливо деякі з них розвиваються прямо у зорю Вольфа—Райє. Розширення у стадію надгіганта відбувається, коли водень у ядрі зорі виснажений і починається спалення водню у оболонці, однак воно може бути спричинене і коли важкі елементи за рахунок конвекції піднімаються на поверхню і зростає втрата маси, спричинена тиском радіації.

Для блакитних надгігантів, які щойно залишили головну послідовність, характерні надзвичайна яскравість, високі рівні втрати маси та загальна нестабільність. Багато з них перетворюються у яскраві блакитні змінні з епізодами надзвичайно великої втрати маси.

Блакитні надгіганти з меншими масами продовжують розширюватись аж поки не стануть червоними надгігантами. Під час цього процесу вони проводять деякий час як жовтий надгігант або жовтий гіпергігант, однак це триває лише декілька тисяч років, а тому такі зірки рідкісні. Червоні надгіганти з більшою масою можуть скинути свою зовнішню оболонку і еволюціонувати назад у блакитний надгігант або, можливо, у зорю Вольфа—Райє. В залежності від маси та елементного складу конкретного червоного надгіганта, він може пройти декілька кіл «червоний <---> блакитний надгігант» перш ніж або вибухнути як наднова ІІ типу або врешті решт скинути достатньо зовнішньої оболонки, щоб стати знову блакитним надгігантом меншої світності, ніж початково, але більш нестабільним. Якщо така зоря зможе пройти через жовту еволюційну пустоту, вважається, що вона стане одним з блакитних надгігантів меншої світності.

Найбільш масивні блакитні надгіганти занадто яскраві для підтримання значної оболонки і вони ніколи не розширюються у червоні надгіганти. Межа пролягає десь на 40 M_☉, хоча найбільш холодні та великі червоні надгіганти розвиваються з зірок з початковими масами 15-25 M_☉. На поточний момент не має єдиної думки, чи можуть масивні блакитні надгіганти втратити достатньо маси, щоб безпечно еволюціонувати у стару зірку, спочатку в зорю Вольфа—Райє, а потім в білого карлика, чи вони досягають стадії Вольфа—Райє і вибухають як наднова, чи вони вибухають як наднова ще на стадії блакитного надгіганта.

Як правило, попередниками наднових найчастіше є червоні надгіганти, раніше навіть вважали, що лише ці зірки можуть вибухнути надновими. Однак наднова SN 1987A змусила переглянути таку теорію, оскільки її попередник Sanduleak −69° 202 був блакитним надгігантом класу B3. Тепер зі спостережень відомо, що майже будь який клас розвинених зірок з високою масою, включно з блакитними та жовтими надгігантами, можуть вибухнути надновими, хоча теорія ще не може пояснити деталей процесу. Хоча більшість наднових утворюються з червоних надгігантів і є відносно гомогенними типу II-P, за спостереженнями з блакитних надгігантів утворюються наднові широкого спектру світності, тривалості та спектральних типів, деколи малої світності як вказана вище SN 1987A, деколи надзвичайної світності як багато наднових типу IIn.

Характеристики

Порівняння зі збереженням масштабу Гамма Оріона (зліва), Алголь A (справа) та Сонце (посередині)

Через їх велику масу, блакиті надгіганти мають досить коротке життя та переважно спостерігаються у молодих космічних структурах, таких як розсіяне скупчення, рукави спіральних галактик та неправильна галактика. Їх рідко спостерігають у центрах спіральних галактик, еліптичних галактиках або кулястих скупченнях, більшість з яких, вважається, складаються зі старіших зірок, хоча в центрі нашої галактики нещодавно виявлено декілька великих розсіяних скупчень та відповідно молодих гарячих зірок.

Незважаючи на їх рідкісність та короткі життя, завдяки їх яскравості серед зірок, які можна побачити на небі неозброєним оком, багато блакитних надгігантів. Найкращим прикладом є Рігель, найяскравіша зірка у сузір'ї Оріона — її маса майже в 20 разів перевищує масу Сонця, а світність більша від світності Сонця майже в 117 000 разів.

Для блакитних надгігантів характерний сильний зоряний вітер і як правило у спектрі вони мають лінії емісії. У найбільш яскравих зірок лінії емісії домінують у спектрі, що вказує на сильну постійну втрату маси, — як правило такі зірки є гіпергігантами. Блакитні є надгіганти демонструють рівщну кількість важких елементів у своєму спектрі в залежності від їх віку та ефективності переносу продуктів їх ядерного синтезу до поверхні. У надгігантах, що швидко обертаються, перенос відбувається добре, і на поверхні присутні суттєві кількості гелію та навіть важчих елементів, коли в ядрі все ще триває спалення водню, і такі спектри таких зірок дуже схожі на спектри зірок Вольфа-Райє.

Комп'ютерне зображення — порівняння Рігеля з Сонцем (масштаб збережено)

Зоряний вітер з блакитних надгігантів є швидким, але «рідким», на відміну від вітру червоних надгігантів, який є повільним, але щільним. Коли червоний надгігант переходить у блакитний, більш швидкий вітер наздоганяє раніше випущений повільний і спричиняє конденсацію випущеного матеріалу у тонку оболонку. У деяких випадках можна побачити декілька концентричних слабких тонких оболонок, утворених послідовними епізодами втрати маси внаслідок декількох циклів «червоний <-->блакитний» надгігант або випадків яскравої блакитної змінної.

Приклади блакитних надгігантів

• 29 Великого Пса (29 CMa), блакитно-білий надгігант (клас O).
• Рігель (β Оріона), блакитно-білий надгігант (клас B).
• Дзета Корми (або Наос), блакитний надгігант (клас O).