Superkæmpe

Supergiganter  er en af ​​de klareste, største og mest massive stjerner , hvis lysstyrke kan være millioner af gange større end solens, og radius er tusindvis af gange. Disse stjerner indtager den øverste del af Hertzsprung-Russell-diagrammet og udgør lysstyrkeklasse I. De har en stærk stjernevind , næsten alle er variable .

Supergiganter er unge og kortlivede stjerner, der tilhører population I. De adskiller sig kvalitativt fra mindre massive stjerner i løbet af deres udvikling . Supergiganter er i stand til at opretholde sådanne termonukleære reaktioner i deres dybder , for hvilke der kræves høje temperaturer og tætheder, og til at syntetisere tunge grundstoffer op til jern . På et tidspunkt kollapser stjernens kerne, en stor mængde energi frigives, de ydre lag transporteres væk, og der observeres en type II supernovaeksplosion , og neutronstjernen eller det sorte hul forbliver fra stjernen . Supergiganter og de supernovaer, de genererer, er hovedkilden til helium ogalfa-elementer udstødt i det interstellare medium .

Karakteristika

Supergiganter adskiller sig fra andre stjerner i deres meget store lysstyrke og størrelse og indtager den øverste del af Hertzsprung-Russell-diagrammet [2] . Lysstyrkerne af sådanne stjerner varierer fra henholdsvis titusinder til millioner af sollysstyrker , de absolutte stjernestørrelser varierer i gennemsnit fra −4 m til −8 m . Radierne af sådanne stjerner kan variere fra 20 R ⊙ til flere tusinde - de største supergiganter, der er på Solens sted, ville fylde rummet op til Jupiters kredsløb [3] [4] [5] [6] .

Temperaturer på overfladen af ​​supergiganter varierer over et bredt område: der er supergiganter af spektralklasser fra O til M, af denne grund skelnes der mellem blå , gule og røde supergiganter . Langt de fleste supergiganter tilhører klasse B - der er flere af dem end alle de andre tilsammen [7] . Røde supergiganter er de største, men på grund af den lavere overfladetemperatur har de i gennemsnit samme lysstyrke som gule og blå. Supergiganter udgør lysstyrkeklasse I, som er opdelt i underklasser Ia og Ib [6] , der henviser til henholdsvis lysere og mindre lysstærke supergiganter. Supergiganter med den højeste lysstyrke skelnes i en separat type - hypergiganter [8] [5] [9] . Rigel er en blå superkæmpe , Betelgeuse er en rød , og Polaris er en gul superkæmpe [5] [6] .

Stjerner, der bliver supergiganter i løbet af deres udvikling (se nedenfor ), har en begyndelsesmasse på mindst 8-10 M ⊙ [10] . Det følger af dette, at supergiganter er meget unge stjerner, deres levetid overstiger ikke millioner af år [3] [5] . De tilhører galaksens tynde skive og tilhører population I [11] [12] .

På grund af den store radius har supergiganter en lav fritfaldsacceleration  — for røde superjætter kan den være 10 −2 m/s 2 [13] , og meget lave tætheder [14] er de laveste for røde superjætter, omkring 10 −7 g /cm3 [ 6 ] . Dette fører til, at disse stjerners spektre har meget smalle og dybe spektrallinjer , og supergiganterne selv har en kraftig stjernevind og hyppige udslyngninger af stof i rummet [2] [4] [5] .

Næsten alle supergiganter er variable stjerner af forskellige typer [5] . For eksempel kan blå supergiganter være lyse blå variabler , gule kan være klassiske cepheider , og røde supergiganter kan være Miras [15] [16] .

Evolution

Supergiganternes udvikling adskiller sig også fra udviklingen af ​​mindre massive stjerner. Stjerner, der har opbrugt brint i deres kerner , forlader hovedsekvensen og fortsætter med at brænde den i en skal rundt om kernen. Forskelle vises på dette stadium: hvis stjerner med en masse på mindre end 10 M ⊙ når Hayashi-grænsen og kommer ind i den røde kæmpegren , hvorefter de begynder at brænde helium i kernen, så antændes helium i mere massive stjerner, selv når stjernen har ikke nået Hayashi-grænsen, har en tilstrækkelig høj temperatur og er en blå superkæmpe. Samtidig øger massive stjerner ikke lysstyrken synderligt, da den allerede er tæt på kritisk for dem , selvom de øges i størrelse og fortsætter med gradvist at afkøle [10] [17] [18] .

Efter udtømning af helium i kernen af ​​en stjerne begynder nuklear forbrænding af kulstof gradvist der , og helium fortsætter med at brænde rundt om kernen. Yderligere, på lignende måde, begynder andre nukleare reaktioner at forekomme i kernen, og der produceres nye grundstoffer, op til jern (se nedenfor ). I en stjerne dannes der mange lag af forskellige kemiske grundstoffer, på hvis grænser der opstår kernereaktioner [19] [20] . Varigheden af ​​superkæmpestadiet er omkring en tiendedel af en stjernes i forvejen korte levetid - ikke mere end millioner af år, og det meste af denne tid brænder stjernen helium i kernen, og de resterende faser af nukleosyntesen varer ikke mere end flere tusind år [3] [21] [22] .

I de mest massive stjerner i den asymptotiske kæmpegren  - med en masse på 8-10 M ⊙ - ophobes der nok kulstof  på et bestemt trin af deres udvikling , og der opstår en kulstofdetonation , hvilket resulterer i, at stjernen, hvis den forbliver intakt, også begynder at forbrænde kulstof og udvikler sig som en superkæmpe [23] [24] [25] . Sådanne stjerner betragtes som mellemliggende mellem mere massive supergiganter og mindre massive stjerner i den asymptotiske kæmpegren [26] [27] .

Under alle omstændigheder kan eksternt observerbar evolution forløbe på forskellige måder og afhænger af mange faktorer. Hvis stjernen formår at beholde sine ydre skaller, så fortsætter dens ekspansion, den bliver rød og bliver først gul og derefter rød superkæmpe. Hvis en stjerne mister det meste af sin skal på grund af en stærk stjernevind eller tiltrækning af en anden stjerne i et tæt binært system , hæver den temperaturen og kan igen blive en blå superkæmpe eller endda en Wolf-Rayet-stjerne . Tabet af en del af kuverten forhindrer dog ikke stjernen i at udvide sig igen og blive en rød superkæmpe [4] [10] [28] .

Nukleosyntese

Forskellige stadier af nukleosyntese i kernerne af stjerner med forskellig masse [29]
Scene Etapevarighed i år
15M⊙ _ _ 20M⊙ _ _ 25M⊙ _ _
Brændende brint 1.1⋅10 7 7,5⋅10 6 5,9⋅10 6
helium afbrænding 1,4⋅10 6 9,3⋅10 5 6,8⋅10 5
Brændende kulstof 2600 1400 970
neon brændende 2.0 1.5 0,77
brændende ilt 2.5 0,79 0,33
Silicium brændende 0,29 0,031 0,023

Nukleosynteseprocesserne i supergiganter er komplekse og varierede. Forskellige reaktioner forekommer sekventielt i deres kerner, hvor kemiske grundstoffer produceres, op til jern : det er skabt af stjerner med en masse på mindst 10-15 M ⊙ . Syntesen af ​​tungere grundstoffer er energetisk ugunstig, så den kan ikke fortsætte [30] [24] .

Et af kendetegnene ved disse processer er, at de sidste stadier af nukleosyntese afsluttes meget hurtigt - i en periode af størrelsesordenen flere år eller mindre. Samtidig svarer den tid, hvor en stjerne i tilstrækkelig grad kan ændre sin størrelse, temperatur og lysstyrke, til den termiske tidsskala , som for supergiganter er omkring 10 2 -10 3 år. Under disse processer ændres stjernens ydre karakteristika praktisk talt ikke, og neutrinostråling begynder at spille en væsentlig rolle i overførslen af ​​den øgede energiflux fra kernen [31] .

Brændende kulstof

Efter at helium er udtømt i kernen af ​​en stjerne, trækker det sig sammen, og når temperaturen når 0,3–1,2⋅10 9 K , begynder kerneforbrænding af kulstof i den [32] :

Magnesiumisotopen er i en exciteret tilstand , derfor kan den henfalde på en af ​​følgende måder [32] :

Det er også i denne fase, at neutrinoer begynder at spille en afgørende rolle i overførslen af ​​energi fra kernen [32] .

Brændende neon

Når forbrændingen af ​​kulstof er afsluttet, består stjernens kerne hovedsageligt af oxygen (0,7 kernemasser), neon (0,2-0,3 kernemasser) og magnesium. Blandt disse partikler har oxygen den laveste Coulomb-barriere , men på grund af tilstedeværelsen af ​​højenergifotoner i kernen bliver endoterme reaktioner, der involverer neon, tilgængelige ved en lavere temperatur på 1,2-1,9⋅10 9 K [33] :

Men energifrigivelsen fra andre reaktioner, der foregår på samme tid, gør neonforbrændingsstadiet eksotermt [33] .

Brændende ilt

Når temperaturen i kernen når 1,5–2,6⋅10 9 K , starter den nukleare forbrænding af ilt [34] :

Svovlkernen kan henfalde som følger [34] :

Brændende silicium

Nuklear forbrænding af silicium begynder, når temperaturen i kernen når 2,3⋅10 9 K , og der dannes jern . En del af silicium passerer gennem fotodisintegrationsreaktioner [35] :

Alfa-partikler , der således dannes, deltager i alfa-processen , hvis slutprodukt er nikkelkerner . Som et resultat af dobbelt beta-henfald bliver dens kerner til jernkerner [35] [36] :

En direkte reaktion er usandsynlig på grund af det faktum, at Coulomb-barrieren til den er for stor [36] .

De dannede grundstoffer spaltes dog som følge af fotodisintegration, men balancen mellem syntese og spaltning af alle grundstoffer i kernen nås først, når kernen for det meste bliver til jern. Denne tilstand kaldes nuklear statistisk ligevægt ( eng.  nuclear statistical equilibrium ) [35] [37] .

Core collapse

Når en stjernes kerne når nuklear statistisk ligevægt på grund af fotodissociationsprocesser og relativistiske effekter , falder det adiabatiske indeks for dens kerne til under 4/3. Som en konsekvens af virialsætningen er kernen ude af stand til at balancere sin vægt med tryk og begynder at trække sig sammen. Til at begynde med er kontraktionen ikke særlig hurtig, på den termiske tidsskala , og neutrinofluxen øges også betydeligt [24] [38] [39] . Stjerner med en masse på 8-10 M ⊙ kan dog undgå dette, og efter at have mistet deres hylster bliver de til en planetarisk tåge og derefter til en hvid dværg , ligesom stjernerne i den asymptotiske kæmpegren [40] .

Efterhånden som kernen bliver tættere, begynder neutronisering af stof at forekomme i den , og der er færre elektroner i den. Da frie elektroner yder et væsentligt bidrag til trykket, reducerer neutronisering trykket i kernen, og kompressionen accelereres. Derudover fører fotodissociation til fremkomsten af ​​endnu flere alfapartikler, og den adiabatiske eksponent falder yderligere. Kernen begynder at kollapse og når i løbet af få millisekunder en tæthed i størrelsesordenen 10 14 g/cm 3  - det er tætheden af ​​en neutronstjerne [39] .

På dette tidspunkt bliver materialet ukomprimerbart, og sammenbruddet stopper brat. Samtidig hopper og kolliderer kernen med de ydre lag, hvilket genererer en chokbølge , hvis energi er i størrelsesordenen 10 45 -10 46 J. Under hensyntagen til det faktum, at neutrinoer i et så tæt medium kan ikke længere forlader kernen og bortfører en del af energien, chokbølgen kaster med høj hastighed stjernens skal af - der opnås en type II supernovaeksplosion , og stjernen forbliver en neutronstjerne eller et sort hul [39] .

En supernovaeksplosion fører til, at det omgivende rum er beriget med elementer, der blev produceret under en stjernes levetid, såvel som under en supernovaeksplosion under eksplosiv nukleosyntese . Kvantitativ bestemmelse af massen af ​​udstødt stof er vanskelig, men det er kendt, at supernovaer genereret af supergiganter er hovedleverandøren af ​​helium- og alfa-elementer til det interstellare medium [39] .

Noter

  1. ↑ M.W. Fest. En diskussion af NGC 4755 og nogle andre unge hobe i galaksen og de magellanske skyer . - 1964. - T. 20 . - S. 22 .
  2. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , s. 377.
  3. ↑ 1 2 3 Supergigantisk stjerne  . Encyclopedia Britannica . Hentet 23. marts 2021. Arkiveret fra originalen 26. november 2020.
  4. ↑ 1 2 3 Darling D. Supergiant . Internet Encyclopedia of Science . Hentet 23. marts 2021. Arkiveret fra originalen 7. januar 2018.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 Jungelson L. R. Supergiants . Stor russisk encyklopædi . Hentet 23. marts 2021. Arkiveret fra originalen 9. maj 2021.
  6. ↑ 1 2 3 4 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics  (Eng.) 65-73. Cambridge University Press . Hentet 23. marts 2021. Arkiveret fra originalen 29. december 2010.
  7. ↑ JR Sowell, M. Trippe, SM Caballero-Nieves, N. Houk. HR-diagrammer baseret på HD-stjernerne i Michigan Spectral Catalog og Hipparcos-kataloget  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2007. - 1. september (bd. 134). - S. 1089-1102. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/520060 . Arkiveret 4. maj 2019.
  8. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 377-378.
  9. ↑ Morgan-Keenan lysstyrkeklasse . astronomi.swin.edu.au . Hentet 23. marts 2021. Arkiveret fra originalen 10. april 2021.
  10. ↑ 1 2 3 Surdin, 2015 , s. 159-161.
  11. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 440.
  12. ↑ Darling D. Population I. Internet Encyclopedia of Science . Hentet 24. marts 2021. Arkiveret fra originalen 25. januar 2021.
  13. ↑ Levesque EM, Massey P., Olsen KAG, Plez B., Josselin E. The Effective Temperature Scale of Galactic Red Supergiants: Cool, but Not as Cool as We Thought  //  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 Arkiveret fra originalen den 9. marts 2021 .
  14. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 212.
  15. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 250, 282-283.
  16. ↑ Surdin, 2015 , s. 165-166.
  17. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 174.
  18. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 250.
  19. ↑ Surdin, 2015 , s. 154-157.
  20. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 250-251.
  21. ↑ Yungelson L. R. Røde kæmper og supergiganter . Stor russisk encyklopædi . Hentet 24. marts 2021. Arkiveret fra originalen 18. maj 2021.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 214-224.
  23. ↑ Surdin, 2015 , s. 154-159.
  24. ↑ 1 2 3 Karttunen et al., 2007 , pp. 250-253.
  25. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 189.
  26. ↑ Siess L. Udvikling af massive AGB-stjerner - I. Kulstofforbrændingsfase  // Astronomi og astrofysik  . - Bristol: EDP Sciences , 2006. - 1. marts (vol. 448 ( iss. 2 ). - S. 717–729. - ISSN 1432-0746 0004-6361 , 1432-0746 . Arkiveret fra 25. april originalen , 2021 .
  27. ↑ Poelarends AJT, Herwig F., Langer N., Heger A. The Supernova Channel of Super-AGB Stars  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2008. - 1. marts (bd. 675). - s. 614-625. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/520872 . Arkiveret fra originalen den 7. oktober 2019.
  28. ↑ Karttunen et al., 2007 , s. 250, 256.
  29. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 216.
  30. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 214-224, 239.
  31. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , s. 216-217.
  32. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 217-219.
  33. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 219-220.
  34. ↑ 1 2 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 220-221.
  35. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 221-222.
  36. ↑ 1 2 Ryzhov V. N. Stellar nukleosyntese - kilden til oprindelsen af ​​kemiske grundstoffer . Astronet . Hentet 24. marts 2021. Arkiveret fra originalen 5. december 2018.
  37. ↑ 7.4 Materieneutronisering og tab af stjernestabilitet. . Astronet . Hentet 25. marts 2021. Arkiveret fra originalen 8. januar 2020.
  38. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , s. 414.
  39. ↑ 1 2 3 4 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 222-224.
  40. ↑ Surdin, 2015 , s. 156.

Litteratur

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. Generelt astronomiforløb. — 2., rettet. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Surdin VG Astronomi: XXI århundrede. - 3. udg. - Fryazino: Vek 2, 2015. - 608 s. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
  • Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner KJ Fundamental Astronomy  . — 5. udgave. - Berlin - Heidelberg - N. Y .: Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
  • Salaris M., Cassisi S. Evolution af stjerner og stjernepopulationer  (engelsk) . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 338 s. — ISBN 978-0-470-09219-X .
  Gå til Wikidata-elementet  Ordbøger og encyklopædier