Superjätte

Superjättar  är en av de ljusstarkaste, största och mest massiva stjärnorna , vars ljusstyrka kan vara miljontals gånger större än solens, och radien är tusentals gånger. Dessa stjärnor upptar den övre delen av Hertzsprung-Russell-diagrammet och utgör luminositetsklass I. De har en stark stjärnvind , nästan alla är variabla .

Superjättar är unga och kortlivade stjärnor som tillhör population I. De skiljer sig kvalitativt från mindre massiva stjärnor under sin utveckling . Superjättar kan upprätthålla sådana termonukleära reaktioner i sina djup , för vilka höga temperaturer och tätheter krävs, och att syntetisera tunga grundämnen, upp till järn . Vid någon tidpunkt kollapsar stjärnans kärna, en stor mängd energi frigörs, de yttre lagren förs bort och en supernovaexplosion av typ II observeras, och neutronstjärnan eller det svarta hålet finns kvar från stjärnan . Superjättar och supernovorna de genererar är den huvudsakliga källan till helium- och alfaelement som skjuts ut i det interstellära mediet .

Egenskaper

Superjättar skiljer sig från andra stjärnor i sin mycket stora ljusstyrka och storlek och upptar den övre delen av Hertzsprung-Russell-diagrammet [2] . Ljusstyrkorna för sådana stjärnor sträcker sig från tiotusentals till miljontals solljusstyrkor , respektive, de absoluta stjärnstorlekarna varierar i genomsnitt från −4 m till −8 m . Radierna för sådana stjärnor kan variera från 20 R ⊙ till flera tusen - de största superjättarna, som befinner sig på solens plats, skulle fylla utrymmet upp till Jupiters omloppsbana [3] [4] [5] [6] .

Temperaturer på ytan av superjättar varierar över ett brett intervall: det finns superjättar av spektralklasser från O till M, av denna anledning skiljer sig blå , gula och röda superjättar . De allra flesta superjättar tillhör klass B - det finns fler av dem än alla andra tillsammans [7] . Röda superjättar är störst, men på grund av den lägre yttemperaturen har de i genomsnitt samma ljusstyrka som gula och blåa. Superjättar utgör luminositetsklass I, som är uppdelad i underklasserna Ia och Ib [6] , vilket refererar till ljusare respektive mindre ljusstarka superjättar. Superjättar med den högsta ljusstyrkan särskiljs i en separat typ - hyperjättar [8] [5] [9] . Rigel är en blå superjätte , Betelgeuse är en röd och Polaris är en gul superjätte [5] [6] .

Stjärnor som blir superjättar under sin evolution (se nedan ) har en initial massa på minst 8–10 M ⊙ [10] . Det följer av detta att superjättar är mycket unga stjärnor, deras livstid överstiger inte miljoner år [3] [5] . De tillhör galaxens tunna skiva och tillhör population I [11] [12] .

På grund av den stora radien har superjättar en låg acceleration för fritt fall  — för röda superjättar kan den vara 10 −2 m/s 2 [13] , och mycket låga densiteter [14] är lägst för röda superjättar, cirka 10 −7 g /cm3 [ 6] . Detta leder till att dessa stjärnors spektra har mycket smala och djupa spektrallinjer , och superjättarna själva har en stark stjärnvind och frekventa utstötningar av materia i rymden [2] [4] [5] .

Nästan alla superjättar är variabla stjärnor av olika typer [5] . Till exempel kan blå superjättar vara ljusblå variabler , gula kan vara klassiska cepeider och röda superjättar kan vara Miras [15] [16] .

Evolution

Superjättarnas utveckling skiljer sig också från utvecklingen av mindre massiva stjärnor. Stjärnor som har förbrukat väte i sina kärnor lämnar huvudsekvensen och fortsätter att bränna den i ett skal runt kärnan. Skillnader uppträder i detta skede: om stjärnor med en massa på mindre än 10 M ⊙ når Hayashi-gränsen och går in i den röda jättegrenen , varefter de börjar bränna helium i kärnan, då antänds helium i mer massiva stjärnor även när stjärnan har inte nått Hayashi-gränsen, har en tillräckligt hög temperatur och är en blå superjätte. Samtidigt ökar inte massiva stjärnor ljusstyrkan nämnvärt, eftersom den redan är nära kritisk för dem , även om de ökar i storlek och fortsätter att gradvis svalna [10] [17] [18] .

Efter uttömning av helium i kärnan av en stjärna, börjar nukleär förbränning av kol gradvis där , och helium fortsätter att brinna runt kärnan. Vidare, på liknande sätt, börjar andra kärnreaktioner inträffa i kärnan och nya grundämnen produceras, upp till järn (se nedan ). I en stjärna bildas många lager av olika kemiska grundämnen, på vars gränser kärnreaktioner sker [19] [20] . Superjättens varaktighet är ungefär en tiondel av en stjärnas redan korta livslängd - inte mer än miljoner år, och för det mesta bränner stjärnan helium i kärnan, och de återstående faserna av nukleosyntesen varar inte mer än flera tusen år [3] [21] [22] .

I de mest massiva stjärnorna i den asymptotiska jättegrenen  - med massor av 8–10 M ⊙ - ansamlas tillräckligt mycket kol  i ett visst skede av deras utveckling och en koldetonation inträffar , vilket resulterar i att stjärnan, om den förblir intakt, också börjar bränna kol och utvecklas som en superjätte [23] [24] [25] . Sådana stjärnor anses vara mellanliggande mellan mer massiva superjättar och mindre massiva stjärnor i den asymptotiska jättegrenen [26] [27] .

I vilket fall som helst kan externt observerbar evolution fortgå på olika sätt och beror på många faktorer. Om stjärnan lyckas behålla sina yttre skal, så fortsätter dess expansion, den blir röd och blir först gul och sedan röd superjätte. Om en stjärna förlorar det mesta av sitt skal på grund av en stark stjärnvind eller attraktionen av en annan stjärna i ett nära binärt system , höjer den temperaturen och kan återigen bli en blå superjätte eller till och med en Wolf-Rayet-stjärna . Men förlusten av en del av höljet hindrar inte stjärnan från att expandera igen och bli en röd superjätte [4] [10] [28] .

Nukleosyntes

Olika stadier av nukleosyntes i kärnorna av stjärnor med olika massor [29]
Skede Etappens varaktighet i år
15M⊙ _ _ 20M⊙ _ _ 25M⊙ _ _
Brinnande väte 1,1⋅10 7 7,5⋅10 6 5,9⋅10 6
helium förbränning 1,4⋅10 6 9,3⋅10 5 6,8⋅10 5
Brinnande kol 2600 1400 970
neonbränning 2.0 1.5 0,77
brinnande syre 2.5 0,79 0,33
Silikonbränning 0,29 0,031 0,023

Nukleosyntesprocesserna i superjättar är komplexa och varierande. Olika reaktioner sker sekventiellt i deras kärnor, i vilka kemiska grundämnen produceras, upp till järn : det skapas av stjärnor med massor av minst 10–15 M ⊙ . Syntesen av tyngre grundämnen är energetiskt ogynnsam, så den kan inte fortsätta [30] [24] .

En av egenskaperna hos dessa processer är att de sista stegen av nukleosyntesen slutförs mycket snabbt - inom en period av storleksordningen flera år eller mindre. Samtidigt motsvarar den tid under vilken en stjärna tillräckligt kan ändra sin storlek, temperatur och ljusstyrka den termiska tidsskalan , som för superjättar är cirka 10 2 -10 3 år. Följaktligen, under dessa processer , förändras stjärnans yttre egenskaper praktiskt taget inte, och neutrinostrålning börjar spela en betydande roll i överföringen av det ökade energiflödet från kärnan [31] .

Brinnande kol

Efter att helium har förbrukats i kärnan av en stjärna drar det ihop sig, och när temperaturen når 0,3–1,2⋅10 9 K börjar kärnförbränning av kol i den [32] :

Magnesiumisotopen är i ett exciterat tillstånd , därför kan den sönderfalla på något av följande sätt [32] :

Det är också under detta skede som neutriner börjar spela en avgörande roll i överföringen av energi från kärnan [32] .

Brinnande neon

När förbränningen av kol är avslutad består stjärnans kärna huvudsakligen av syre (0,7 kärnmassor), neon (0,2–0,3 kärnmassor) och magnesium. Bland dessa partiklar har syre den lägsta Coulomb-barriären , men på grund av närvaron av högenergifotoner i kärnan blir endotermiska reaktioner som involverar neon tillgängliga vid en lägre temperatur på 1,2–1,9⋅10 9 K [33] :

Men energifrigöringen från andra reaktioner som pågår samtidigt gör neonförbränningsstadiet exotermiskt [33] .

Brinnande syre

När temperaturen i kärnan når 1,5–2,6⋅10 9 K , startar kärnförbränningen av syre [34] :

Svavelkärnan kan sönderfalla enligt följande [34] :

Brinnande kisel

Kärnförbränning av kisel börjar när temperaturen i kärnan når 2,3⋅10 9 K och järn bildas . En del av kisel passerar genom fotodesintegrationsreaktioner [35] :

Alfa-partiklar , som sålunda bildas, deltar i alfaprocessen , vars slutprodukt är nickelkärnor . Som ett resultat av dubbel beta-sönderfall förvandlas dess kärnor till järnkärnor [35] [36] :

En direkt reaktion är osannolik på grund av att Coulomb-barriären för den är för stor [36] .

De bildade elementen delas dock som ett resultat av fotosönderfall, men balansen mellan syntes och splittring av alla element i kärnan uppnås först när kärnan till största delen blir järn. Detta tillstånd kallas nuclear statistic equilibrium ( eng.  nuclear statistical equilibrium ) [35] [37] .

Core collapse

När kärnan av en stjärna når nukleär statistisk jämvikt, på grund av fotodissociationsprocesser och relativistiska effekter , faller det adiabatiska indexet för dess kärna under 4/3. Som en konsekvens av virialsatsen kan kärnan inte balansera sin vikt med tryck och börjar dra ihop sig. Inledningsvis är sammandragningen inte särskilt snabb, på den termiska tidsskalan , och neutrinoflödet ökar också signifikant [24] [38] [39] . Men stjärnor med massor av 8–10 M ⊙ kan undvika detta och, efter att ha förlorat sitt hölje, förvandlas till en planetarisk nebulosa och sedan till en vit dvärg , som stjärnorna i den asymptotiska jättegrenen [40] .

När kärnan blir tätare börjar neutronisering av materia ske i den och det finns färre elektroner i den. Eftersom fria elektroner ger ett betydande bidrag till trycket, minskar neutroniseringen trycket i kärnan, och kompressionen accelereras. Dessutom leder fotodissociation till uppkomsten av ännu fler alfapartiklar, och den adiabatiska exponenten minskar ytterligare. Kärnan börjar kollapsa och når på några millisekunder en densitet i storleksordningen 10 14 g/cm 3  - detta är densiteten för en neutronstjärna [39] .

Vid denna tidpunkt blir materialet inkompressibelt och kollapsen stoppar abrupt. Samtidigt studsar kärnan och kolliderar med de yttre lagren, vilket genererar en stötvåg , vars energi är i storleksordningen 10 45 -10 46 J. Med hänsyn till det faktum att i ett så tätt medium kan neutriner lämnar inte längre kärnan och bär bort en del av energin, stötvågen med hög hastighet kastar av stjärnans skal - en supernovaexplosion av typ II erhålls och stjärnan förblir en neutronstjärna eller ett svart hål [39] .

En supernovaexplosion leder till att det omgivande utrymmet berikas med element som producerades under en stjärnas liv, såväl som under en supernovaexplosion under explosiv nukleosyntes . Kvantitativ bestämning av massan av utstött materia är svår, men det är känt att supernovor som genereras av superjättar är huvudleverantören av helium- och alfaelement till det interstellära mediet [39] .

Anteckningar

  1. ↑ M.W. Fest. En diskussion om NGC 4755 och några andra unga kluster i galaxen och de magellanska molnen . - 1964. - T. 20 . - S. 22 .
  2. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 377.
  3. ↑ 1 2 3 Superjätte stjärna  . Encyclopedia Britannica . Hämtad 23 mars 2021. Arkiverad från originalet 26 november 2020.
  4. ↑ 1 2 3 Älskling D. Superjätte . Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 23 mars 2021. Arkiverad från originalet 7 januari 2018.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 Jungelson L. R. Superjättar . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 23 mars 2021. Arkiverad från originalet 9 maj 2021.
  6. ↑ 1 2 3 4 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics  (Eng.) 65-73. Cambridge University Press . Hämtad 23 mars 2021. Arkiverad från originalet 29 december 2010.
  7. ↑ JR Sowell, M. Trippe, SM Caballero-Nieves, N. Houk. HR-diagram baserade på HD-stjärnorna i Michigan Spectral Catalog och Hipparcos Catalog  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2007. - 1 september (vol. 134). - P. 1089-1102. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/520060 . Arkiverad 4 maj 2019.
  8. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 377-378.
  9. ↑ Morgan-Keenan ljusstyrka klassificerar . astronomi.swin.edu.au . Hämtad 23 mars 2021. Arkiverad från originalet 10 april 2021.
  10. ↑ 1 2 3 Surdin, 2015 , sid. 159-161.
  11. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 440.
  12. ↑ Darling D. Population I. Internet Encyclopedia of Science . Hämtad 24 mars 2021. Arkiverad från originalet 25 januari 2021.
  13. ↑ Levesque EM, Massey P., Olsen KAG, Plez B., Josselin E. The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, men inte så cool som vi trodde  //  The Astrophysical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2005. - August ( vol. 628 (vol. 628, iss. 2 ). - P. 973–985 . - ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi : 061/4310 Arkiverad från originalet den 9 mars 2021 .
  14. ↑ Karttunen et al., 2007 , sid. 212.
  15. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 250, 282-283.
  16. ↑ Surdin, 2015 , sid. 165-166.
  17. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , sid. 174.
  18. ↑ Karttunen et al., 2007 , sid. 250.
  19. ↑ Surdin, 2015 , sid. 154-157.
  20. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 250-251.
  21. ↑ Yungelson L. R. Röda jättar och superjättar . Stora ryska encyklopedin . Hämtad 24 mars 2021. Arkiverad från originalet 18 maj 2021.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 214-224.
  23. ↑ Surdin, 2015 , sid. 154-159.
  24. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , s. 250-253.
  25. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , sid. 189.
  26. ↑ Siess L. Evolution av massiva AGB-stjärnor - I. Kolförbränningsfas  // Astronomy & Astrophysics  . - Bristol: EDP Sciences , 2006. - 1 mars (vol. 448 ( iss. 2 ). - P. 717–729. - ISSN 1432-0746 0004-6361 , .1432-0746 Arkiverat från 25 april originalet , 2021 .
  27. ↑ Poelarends AJT, Herwig F., Langer N., Heger A. Supernovakanalen av Super-AGB-stjärnor  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2008. - 1 mars (vol. 675). - s. 614-625. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/520872 . Arkiverad från originalet den 7 oktober 2019.
  28. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 250, 256.
  29. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , sid. 216.
  30. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 214-224, 239.
  31. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 216-217.
  32. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 217-219.
  33. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 219-220.
  34. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 220-221.
  35. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 221-222.
  36. ↑ 1 2 Ryzhov V. N. Stjärnnukleosyntes - källan till ursprunget till kemiska grundämnen . Astronet . Hämtad 24 mars 2021. Arkiverad från originalet 5 december 2018.
  37. ↑ 7.4 Materieneutronisering och stjärnstabilitetsförlust. . Astronet . Hämtad 25 mars 2021. Arkiverad från originalet 8 januari 2020.
  38. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , sid. 414.
  39. ↑ 1 2 3 4 Salaris, Cassisi, 2005 , s. 222-224.
  40. ↑ Surdin, 2015 , sid. 156.

Litteratur

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. Allmän kurs i astronomi. — 2:a, rättad. — M .: URSS , 2004. — 544 sid. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Surdin VG Astronomi: XXI århundradet. - 3:e uppl. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 sid. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy  . — 5:e upplagan. - Berlin - Heidelberg - N. Y .: Springer , 2007. - 510 sid. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
  • Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations  (engelska) . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 338 sid. — ISBN 978-0-470-09219-X .
  Gå till Wikidata-objektet  Ordböcker och uppslagsverk