Войти
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела Спектральный тип Коричневые карлики Белые карлики Красные карлики Субкарлики Основная последовательность. («карлики») Субгиганты Гиганты Яркие гиганты Сверхгиганты Гипергиганты абсолют. magni-. tude. (MV) Красные сверхгиганты (RSG ) - это звезды с сверхгигантским классом светимости (класс Йеркса I) спектрального класса K или M. Они являются самыми большими звездами во Вселенной с точки зрения объема, хотя они не самые массивный или светящийся. Бетельгейзе и Антарес - самые яркие и самые известные красные сверхгиганты (RSG), действительно, единственные первые красные сверхгиганты величины.
Звезды классифицируются как сверхгиганты на основе их спектрального класса светимости . Эта система использует определенные диагностические спектральные линии для оценки силы тяжести на поверхности звезды, тем самым определяя ее размер относительно ее массы. Более крупные звезды имеют большую яркость при заданной температуре и теперь могут быть сгруппированы в полосы разной светимости.
Различия в светимости звезд наиболее заметны при низких температурах, когда звезды-гиганты намного ярче звезд главной последовательности. Сверхгиганты имеют самую низкую поверхностную гравитацию и, следовательно, являются самыми большими и яркими при определенной температуре.
Система классификации Йеркса или Моргана-Кинан (МК) почти универсальна. Он группирует звезды в пять основных групп светимости, обозначенных римскими цифрами :
Специфический для сверхгигантов, класс светимости подразделяется на нормальные сверхгиганты класса Ib и самые яркие сверхгиганты класса Ia. Также используется промежуточный класс Iab. Исключительно яркие звезды с низкой поверхностной гравитацией сильные признаки потери массы могут быть обозначены классом светимости 0 (ноль), хотя это встречается редко. Чаще будет использоваться обозначение Ia-0, а еще чаще - Ia. Эти гипергиганты спектральные классификации очень редко применяется к красным сверхгигантам, хотя термин красный гипергигант иногда используется для наиболее протяженных и нестабильных красных сверхгигантов, таких как VY Canis Majoris и NML Cygni.
"красная" часть "красного сверхгиганта" "относится к холодной температуре. Красные сверхгиганты - самые крутые сверхгиганты М-типа, и по крайней мере некоторые Звезды K-типа, хотя точного обрезания нет. Сверхгиганты K-типа необычны по сравнению с M-типом, потому что они представляют собой кратковременную переходную стадию и несколько нестабильны. Звезды K-типа, особенно ранние или более горячие K-типы, иногда описываются как оранжевые сверхгиганты (например, Zeta Cephei ) или даже как желтые (например, желтый гипергигант HR 5171 Aa).
Красные сверхгиганты крутые и большие. У них есть спектральные классы К и М, следовательно, температура поверхности ниже 4 100 К. Обычно они в несколько сотен и более тысячи раз превышают радиус Солнца, хотя размер не является основным фактором, определяющим звезду как сверхгигант. Яркая холодная звезда-гигант может легко быть больше более горячего сверхгиганта. Например, Альфа Геркулиса классифицируется как гигантская звезда с радиусом от 264 до 303 R☉, а Эпсилон Пегаси - сверхгигант K2 всего 185 R☉.
, хотя красные сверхгиганты намного холоднее Солнца, они намного больше, чем очень светятся, обычно десятки или сотни тысяч L☉. Существует верхний предел светимости и радиуса красного сверхгиганта около 320 000 или 630 000 L☉и около 1500 R☉. Звезды выше этой светимости и этого радиуса будут слишком нестабильными и просто не образуются.
Красные сверхгиганты имеют массу от 10 M☉до 40 M☉. Звезды главной последовательности с массой более 40 M☉не расширяются и не охлаждают, чтобы стать красными сверхгигантами. Красные сверхгиганты в верхней части диапазона возможных масс и светимости являются самыми крупными из известных. Их низкая поверхностная сила тяжести и высокая светимость вызывают огромную потерю массы, в миллионы раз превышающую массу Солнца, создавая наблюдаемые туманности, окружающие звезду. К концу своей жизни красные сверхгиганты, возможно, потеряли значительную часть своей первоначальной массы. Более массивные сверхгиганты теряют массу намного быстрее, и все красные сверхгиганты, кажется, достигают аналогичной массы порядка 10 M☉к моменту коллапса их ядер. Точное значение зависит от исходного химического состава звезды и скорости ее вращения.
Большинство красных сверхгигантов демонстрируют некоторую степень визуальной изменчивости, но лишь изредка с четко определенным периодом или амплитудой. Поэтому их обычно классифицируют как нерегулярные или полурегулярные переменные. У них даже есть свои собственные подклассы, SRC и LC для медленных полурегулярных и медленных нерегулярных сверхгигантских переменных соответственно. Вариации обычно медленные и имеют небольшую амплитуду, но известны амплитуды до четырех величин.
Статистический анализ многих известных переменных красных сверхгигантов показывает ряд вероятных причин изменений: только несколько звезд показывают большие амплитуды и сильные шум, указывающий на изменчивость на многих частотах, который, как считается, указывает на мощные звездные ветры, которые возникают ближе к концу жизни красного сверхгиганта; более распространены одновременные изменения радиальной моды в течение нескольких сотен дней и, вероятно, нерадиальные изменения моды в течение нескольких тысяч дней; только несколько звезд кажутся действительно неправильными с небольшими амплитудами, вероятно, из-за фотосферной грануляции. Фотосферы красных сверхгигантов содержат относительно небольшое количество очень больших конвективных ячеек по сравнению со звездами, такими как Солнце. Это вызывает вариации поверхностной яркости, которые могут приводить к видимым вариациям яркости по мере вращения звезды.
Спектры красных сверхгигантов похожи на спектры других холодных звезд, в которых преобладает множество линий поглощения металлы и молекулярные полосы. Некоторые из этих характеристик используются для определения класса светимости, например, интенсивность некоторых полос ближнего инфракрасного цианогена и триплет Ca II.
мазерное излучение является обычным для околозвездного вещества вокруг красные сверхгиганты. Чаще всего это происходит из-за H 82 O и SiO, но испускание гидроксила (OH) также происходит из узких областей. В дополнение к картированию околозвездного вещества вокруг красных сверхгигантов с высоким разрешением, наблюдения мазеров VLBI или VLBA можно использовать для получения точных параллаксов и расстояний до их источников. В настоящее время это применяется в основном к отдельным объектам, но может оказаться полезным для анализа структуры галактики и обнаружения иначе скрытых красных сверхгигантов.
Поверхностные содержания красных сверхгигантов преобладают за водородом, хотя водород в ядре был полностью израсходован. На последних стадиях потери массы, перед взрывом звезды, поверхностный гелий может обогатиться до уровней, сопоставимых с водородом. В теоретических моделях экстремальной потери массы может быть потеряно столько водорода, что гелий станет самым распространенным элементом на поверхности. Когда звезды до красных сверхгигантов покидают главную последовательность, кислорода больше, чем углерода на поверхности, а азота меньше, чем любой другой, что отражает его изобилие в результате образования звезды. Углерод и кислород быстро истощаются, а содержание азота увеличивается в результате извлечения материала, обработанного CNO, из термоядерных слоев.
Красные сверхгиганты вращаются медленно или очень медленно. Модели показывают, что даже быстро вращающиеся звезды главной последовательности должны тормозиться за счет потери массы, так что красные сверхгиганты почти не вращаются. Те красные сверхгиганты, как Бетельгейзе, которые действительно имеют умеренную скорость вращения, возможно, приобрели его после достижения стадии красного сверхгиганта, возможно, в результате бинарного взаимодействия. Ядра красных сверхгигантов все еще вращаются, и дифференциальная скорость вращения может быть очень большой.
Бетельгейзе пульсирует и показывает изменения профиля спектральных линий (изображения HST UV) Классы светимости сверхгигантов легко определить. определить и применить к большому количеству звезд, но сгруппировать несколько очень разных типов звезд в одну категорию. Эволюционное определение ограничивает термин сверхгигант теми массивными звездами, которые начинают синтез гелия в ядре, не развивая вырожденное гелиевое ядро и не подвергаясь гелиевой вспышке. Они повсеместно будут сжигать более тяжелые элементы и претерпевать коллапс ядра, что приведет к сверхновой.
Менее массивные звезды могут развить сверхгигантский спектральный класс светимости при относительно низкой светимости, около 1000 L☉, когда они находятся на асимптотическая ветвь гигантов (AGB), горящая гелиевой оболочкой. В настоящее время исследователи предпочитают классифицировать их как звезды AGB, отличные от сверхгигантов, поскольку они менее массивны, имеют разный химический состав на поверхности, претерпевают различные типы пульсации и изменчивости и будут развиваться по-другому, обычно образуя планетарную туманность и белый карлик.. Большинство AGB-звезд не станут сверхновыми, хотя есть интерес к классу супер-AGB-звезд, которые почти достаточно массивны, чтобы подвергнуться полному слиянию углерода, который может давать своеобразные сверхновые, хотя и без развития железного ядра. Одной из примечательных групп звезд с низкой массой и высокой светимостью являются звезды переменных RV Tauri, AGB или post-AGB, лежащие на полосе нестабильности и демонстрирующие отчетливые полурегулярные изменения.
Красный сверхгигант заканчивает свою жизнь как сверхновая типа II (внизу слева) в спиральном рукаве M74 Красные сверхгиганты развиваются из звезд главной последовательности с массой примерно 8 M☉и 30 M☉. Звезды с более высокой массой никогда не остывают настолько, чтобы стать красными сверхгигантами. Звезды с меньшей массой развивают вырожденное гелиевое ядро во время фазы красных гигантов, претерпевают гелиевую вспышку перед слиянием гелия на горизонтальной ветви, развиваются вдоль AGB, сжигая гелий в оболочке вокруг вырожденного углеродно-кислородного ядра., затем быстро теряют свои внешние слои и превращаются в белого карлика с планетарной туманностью. Звезды AGB могут развить спектры сверхгигантского класса светимости, поскольку они расширяются до экстремальных размеров по сравнению с их небольшой массой, и они могут достигать светимости в десятки тысяч раз больше солнечной. Промежуточные звезды «super-AGB», около 9 M☉, могут подвергаться слиянию с углеродом и могут образовывать сверхновую с захватом электронов в результате коллапса кислорода - неона ядро.
Звезды главной последовательности, сжигающие водород в своих ядрах, с массами от 10 до 30 M☉будут иметь температуру примерно от 25 000 К до 32 000 К и спектральные классы раннего B, возможно, очень позднего O Они уже являются очень яркими звездами 10,000-100,000 L☉из-за быстрого синтеза водорода в цикле CNO, и у них есть полностью конвективные ядра. В отличие от Солнца, внешние слои этих горячих звезд главной последовательности не являются конвективными.
Эти до красных сверхгигантов звезды главной последовательности истощают водород в своих ядрах через 5-20 миллионов лет. Затем они начинают сжигать водородную оболочку вокруг ядра, в настоящее время преимущественно гелиевого, и это заставляет их расширяться и охлаждаться в сверхгигантов. Их светимость увеличивается примерно в три раза. Содержание гелия на поверхности теперь составляет до 40%, но более тяжелые элементы обогащены незначительно.
Сверхгиганты продолжают охлаждаться, и большинство из них быстро пройдут через полосу нестабильности цефеид, хотя самые массовые проведут короткое время как желтые гипергиганты. Они достигнут позднего класса K или M и станут красными сверхгигантами. Синтез гелия в ядре начинается плавно, либо когда звезда расширяется, либо когда она уже становится красным сверхгигантом, но это не вызывает немедленных изменений на поверхности. У красных сверхгигантов возникают зоны глубокой конвекции, простирающиеся от поверхности на полпути к ядру, и они вызывают сильное обогащение азотом на поверхности с некоторым обогащением более тяжелыми элементами.
Некоторые красные сверхгиганты претерпевают 22>синие петли, где они временно повышаются до температуры, прежде чем вернуться в состояние красного сверхгиганта. Это зависит от массы, скорости вращения и химического состава звезды. Хотя многие красные сверхгиганты не испытывают синей петли, у некоторых может быть несколько. На пике синей петли температура может достигать 10 000К. Точные причины появления синих петель различаются у разных звезд, но они всегда связаны с гелиевым ядром, увеличивающимся пропорционально массе звезды и вызывающим более высокие темпы потери массы из внешних слоев.
Все красные сверхгиганты исчерпают гелий в своих ядрах в течение одного или двух миллионов лет, а затем начнут сжигать углерод. Это продолжается слиянием более тяжелых элементов до тех пор, пока не образуется железное ядро, которое затем неизбежно схлопывается, образуя сверхновую. Время от начала синтеза углерода до коллапса ядра составляет не более нескольких тысяч лет. В большинстве случаев коллапс ядра происходит, когда звезда все еще является красным сверхгигантом, большая оставшаяся богатая водородом атмосфера выбрасывается, и это дает спектр сверхновой типа II. непрозрачность этого выброшенного водорода уменьшается по мере его охлаждения, и это вызывает длительную задержку падения яркости после пика начальной сверхновой, характерную для сверхновой типа II-P.
Ожидается, что большинство светящихся красных сверхгигантов с металличностью, близкой к солнечной , потеряют большую часть своих внешних слоев до того, как их ядра схлопнутся, поэтому они снова эволюционируют в желтые гипергиганты и светящиеся синие переменные. Такие звезды могут взорваться как сверхновые типа II-L, все еще с водородом в их спектрах, но не с достаточным количеством водорода, чтобы вызвать расширенное плато яркости на их кривых блеска. Звезды с еще меньшим количеством оставшегося водорода могут образовывать необычную сверхновую типа IIb, где остается так мало водорода, что линии водорода в исходном спектре типа II исчезают, и появляется сверхновая типа Ib.
Наблюдаемые предшественники все сверхновые типа II-P имеют температуру от 3500K до 4400K и светимость от 10,000 L☉до 300,000 L☉. Это соответствует ожидаемым параметрам красных сверхгигантов меньшей массы. Наблюдалось небольшое количество предшественников сверхновых типа II-L и типа IIb, все они имели светимость около 100000 L☉и несколько более высокие температуры, вплоть до 6000K. Они хорошо подходят для красных сверхгигантов чуть большей массы с высокими темпами потери массы. Нет никаких известных предшественников сверхновых, соответствующих наиболее ярким красным сверхгигантам, и ожидается, что они эволюционируют в звезды Вольфа Райе перед взрывом.
RSGC1, первое из нескольких массивных скоплений, содержащих несколько красных сверхгигантов. Красным сверхгигантам обязательно не более 25 миллионов лет, и ожидается, что такие массивные звезды будут образовываться только в относительно больших скоплениях звезд, поэтому Ожидается, что они будут обнаружены в основном вблизи видных скоплений. Однако они довольно недолговечны по сравнению с другими фазами жизни звезды и образуются только из относительно необычных массивных звезд, поэтому, как правило, в каждом скоплении одновременно может быть только небольшое количество красных сверхгигантов. Массивное скопление Hodge 301 в туманности Тарантул состоит из трех. До 21 века наибольшее количество красных сверхгигантов, известных в одном скоплении, составляло пять в NGC 7419. Большинство красных сверхгигантов встречаются по отдельности, например Бетельгейзе в Ассоциации Орион OB1 и Антарес в Ассоциации Скорпион-Центавр.
С 2006 г. Ряд массивных скоплений был идентифицирован у основания Рукава-Щита галактики, каждое из которых содержит несколько красных сверхгигантов. RSGC1 содержит не менее 12 красных сверхгигантов, RSGC2 (также известный как Stephenson 2 ) содержит не менее 26 (Stephenson 2-18, одна из звезд, является возможно, самая большая известная звезда ), RSGC3 содержит не менее 8, а RSGC4 (также известный как Аликанте 8 ) также содержит не менее 8. Всего 80 подтвержденные красные сверхгиганты были идентифицированы в пределах небольшой области неба в направлении этих скоплений. Эти четыре скопления, похоже, являются частью массивной вспышки звездообразования 10-20 миллионов лет назад на ближнем конце полосы в центре галактики. Подобные массивные скопления были обнаружены около дальнего конца галактической полосы, но не такое большое количество красных сверхгигантов.
Область Ориона, показывающая красный сверхгигант Бетельгейзе Красные сверхгиганты - редкие звезды, но они видны на большом расстоянии и часто изменчивы, поэтому есть ряд хорошо известных примеров невооруженного глаза:
Другие примеры стали известны благодаря их огромным размерам, более 1000 R☉:
Ожидается, что исследование охватит практически все красные сверхгиганты Магелланова Облака, обнаруженные около дюжины звезд класса M M v −7 и ярче, примерно в четверть миллиона раз ярче, чем Солнце, и примерно в 1000 раз больше радиуса Солнца вверх.
