Blå superjätte

En blå superjätte är  en typ av superjättar (luminositetsklass I) av spektralklasserna O och B.

Allmänna egenskaper

Dessa är unga mycket heta och ljusa stjärnor med en yttemperatur på 20 000–50 000 °C. På Hertzsprung-Russell-diagrammet finns de i den övre vänstra delen. Deras massa ligger i intervallet 10-50 solmassor ( ), den maximala radien når 25 solradier ( ). Dessa sällsynta och mystiska stjärnor är bland de hetaste, största och ljusaste objekten i den kända regionen av universum .

På grund av deras enorma massor har de en relativt kort livslängd (10–50 miljoner år) och är bara närvarande i unga kosmiska strukturer som öppna samlarhopar , spiralgalaxarmar och oregelbundna galaxer . De förekommer knappast i kärnorna av spiralformade och elliptiska galaxer , eller i klotformiga hopar , som tros vara gamla objekt.

Trots deras sällsynthet och deras korta liv, finns blå superjättar ofta bland stjärnor som är synliga för blotta ögat; deras inneboende ljusstyrka kompenserar för deras lilla antal.

Utbyte av superjättar

Blå superjättar är massiva stjärnor som befinner sig i en viss fas av den "döende" processen. I denna fas minskar intensiteten av termonukleära reaktioner som sker i stjärnans kärna , vilket leder till att stjärnan komprimeras. Som ett resultat av en signifikant minskning av ytarean ökar densiteten hos den utstrålade energin, vilket i sin tur medför uppvärmning av ytan. Denna typ av kompression av en massiv stjärna leder till omvandlingen av en röd superjätte till en blå. Den omvända processen är också möjlig - omvandlingen av en blå superjätte till en röd.

Medan stjärnvinden från en röd superjätte är tät och långsam, är vinden från en blå superjätte snabb men tunn. Om den röda superjätten blir blå till följd av kompression, då kolliderar den snabbare vinden med den tidigare utsända långsamma vinden och får det utstötade materialet att kondensera till ett tunt skal. Nästan alla observerade blå superjättar har ett liknande hölje, vilket bekräftar att de alla tidigare var röda superjättar.

När en stjärna utvecklas kan den förvandlas från en röd superjätte (långsam, tät vind) till en blå superjätte (snabb, sällsynt vind) och vice versa flera gånger, vilket skapar koncentriska svaga skal runt stjärnan. I mellanfasen kan stjärnan vara gul eller vit, som Polstjärnan . Som regel slutar en massiv stjärna sitt liv i en supernovaexplosion , men ett mycket litet antal stjärnor, vars massa sträcker sig från åtta till tolv solmassor, exploderar inte, utan fortsätter att utvecklas och förvandlas så småningom till syre-neon vita dvärgar . Det är ännu inte klart exakt hur och varför dessa vita dvärgar bildas av stjärnor, som teoretiskt borde avsluta sin utveckling med en liten supernovaexplosion. Både blå och röda superjättar kan utvecklas till en supernova.

Eftersom massiva stjärnor är röda superjättar en betydande del av tiden, ser vi fler röda superjättar än blå superjättar, och de flesta supernovor kommer från röda superjättar. Astrofysiker antog tidigare till och med att alla supernovor härstammar från röda superjättar, men supernovan SN 1987A bildades från en blå superjätte och därför visade sig detta antagande vara felaktigt. Denna händelse ledde också till en översyn av vissa bestämmelser i teorin om stjärnutveckling.

Exempel på blå superjättar

Rigel

Det mest kända exemplet är Rigel (beta Orioni), den ljusaste stjärnan i stjärnbilden Orion , med en massa på cirka 20 gånger solens massa och en ljusstyrka på cirka 130 000 gånger solens, vilket betyder att den är en av de de mest kraftfulla stjärnorna i galaxen (i alla fall den mest kraftfulla av de ljusaste stjärnorna på himlen, eftersom Rigel är den närmaste av stjärnorna med en så enorm ljusstyrka). De gamla egyptierna förknippade Rigel med Sakh, stjärnornas kung och de dödas beskyddare, och senare med Osiris.

Gamma Sails

Gamma Sails är en flerfaldig stjärna, den ljusaste i stjärnbilden Sails. Den har en skenbar magnitud på +1,7m. Avståndet till stjärnorna i systemet uppskattas till 800 ljusår. Gamma Sails (Regor) är en massiv blå superjätte. Den har en massa som är 30 gånger solens massa. Dess diameter är 8 gånger solens. Regoras ljusstyrka är 10 600 solljusstyrkor. Stjärnans ovanliga spektrum, där det istället för mörka absorptionslinjer finns ljusa strålningslinjer, gav stjärnan namnet som "Södra himlens spektrala pärla"

Alpha Giraffe

Avståndet till stjärnan är cirka 7 tusen ljusår, och ändå är stjärnan synlig för blotta ögat. Det är den tredje ljusaste stjärnan i stjärnbilden Giraff, följt av Beta Giraffa respektive CS Giraffa. Alpha Giraffe har en ljusstyrka på 620 000 solenergi.

Zeta Orionis

Zeta Orionis (som heter Alnitak) är en stjärna i stjärnbilden Orion, som är den ljusaste klass O-stjärnan med en visuell magnitud på +1,72 (högst +1,72 och som minimum upp till +1,79), den vänstra och närmaste stjärnasterism "Orions bälte". Avståndet till stjärnan är cirka 800 ljusår, ljusstyrkan är cirka 35 000 solenergi.

Tau Canis Major

Spektral dubbelstjärna i stjärnbilden Canis Major. Det är den ljusaste stjärnan i den öppna stjärnhopen NGC 2362, på ett avstånd av 3200 ly. år från jorden. Tau Canis Majoris är en blå superjätte av spektraltyp O med en skenbar magnitud på +4,37m. Tau Canis Major-stjärnsystemet har minst fem komponenter. I den första approximationen är Tau Canis Majoris en trippelstjärna, där två stjärnor har en skenbar magnitud på +4,4 m och +5,3 m och är 0,15 bågsekunder från varandra, och den tredje stjärnan har en skenbar magnitud på +10 m och är från dem med 8 bågsekunder, roterande med en period av 155 dagar runt det inre paret.

Zeta Korma

Zeta Purmus är den ljusaste stjärnan i stjärnbilden Puppis. Stjärnan har sitt eget namn Naos. Det är en massiv blå stjärna med en ljusstyrka på 870 000 solljusstyrkor, vilket gör den till en av de ljusaste stjärnorna i galaxen. Zeta Puppis är 59 gånger mer massiv än solen. Den har en spektral typ O9.

Se även

Länkar