Синий гигант

Гигантская звезда раннего спектрального класса Диаграмма Герцшпрунга – Рассела Спектральный тип Коричневые карлики Белые карлики Красные карлики Субкарлики Основная последовательность. («карлики») Субгиганты Гиганты Яркие гиганты Сверхгиганты Гипергиганты абсолютное. увеличение -. tude. (MV)

В астрономии синий гигант - горячая звезда с светимостью классом III (гигант ) или II (яркий гигант ). На стандартной диаграмме Герцшпрунга – Рассела эти звезды лежат выше и правее главной последовательности.

Этот термин применяется к множеству звезд на разных фазах развития, всем эволюционировавшим звездам, которые сдвинулись с главной последовательности, но имеют мало общего, поэтому синий гигант просто относится к звездам в определенной области диаграммы ЧСС, а не к определенному типу звезд. Они намного реже, чем красные гиганты, потому что они развиваются только из более массивных и менее распространенных звезд, и потому что у них короткая жизнь на стадии голубых гигантов.

Название «голубой гигант» иногда неправильно применяют к другим светящимся звездам большой массы, например звездам главной последовательности, просто потому, что они большие и горячие.

Голубой гигант Беллатрикс по сравнению с Алголом B, Солнцем, красным карликом и некоторыми планетами.

Голубой гигант - это не строго определенный термин, и он применяется к широкий выбор различных типов звезд. Общее у них: умеренное увеличение размера и яркости по сравнению со звездами главной последовательности той же массы или температуры, и они достаточно горячие, чтобы называться синими, что означает спектральный класс O, B, а иногда и ранний A. У них есть температуры от примерно 10 000 К и выше, главная последовательность нулевого возраста (ZAMS) с массой более чем в два раза больше Солнца (M☉ ), а абсолютные звездные величины около 0 или выше. Эти звезды всего в 5–10 раз больше радиуса Солнца (R☉ ), по сравнению с красными гигантами, у которых до 100 R☉.

Самые холодные и наименее светящиеся звезды, называемые голубыми гигантами, находятся на горизонтальной ветви ., звезды средней массы, прошедшие фазу красных гигантов и теперь горящие гелием в своих ядрах. В зависимости от массы и химического состава эти звезды постепенно перемещаются в голубую сторону, пока не исчерпают гелий в своих ядрах, а затем возвращаются в красное направление к асимптотической ветви гигантов (AGB). Звезды RR Лиры переменной, обычно со спектральным классом A, лежат через середину горизонтальной ветви. Звезды с горизонтальной ветвью, более горячие, чем разрыв RR Лиры, обычно считаются голубыми гигантами, а иногда сами звезды RR Лиры называют голубыми гигантами, несмотря на то, что некоторые из них относятся к классу F. Самые горячие звезды, голубые звезды горизонтальной ветви (BHB), называются звездами крайней горизонтальной ветви (EHB), и они могут быть горячее, чем звезды главной последовательности той же светимости. В этих случаях они называются голубыми субкарликовыми (sdB) звездами, а не голубыми гигантами, названными в честь их положения слева от главной последовательности на диаграмме HR, а не из-за их повышенной светимости и температуры по сравнению с тем, когда они сами были звездами главной последовательности..

Не существует строгих верхних пределов для звезд-гигантов, но ранние типы O становится все труднее классифицировать отдельно от звезд главной последовательности и сверхгигантов, они имеют почти такие же размеры и температуру, что и звезды главной последовательности, из которых они развиваются., и очень короткие сроки жизни. Хорошим примером является звезда Пласкетта, тесная двойная система, состоящая из двух гигантов типа O, оба превышающие 50 M☉, температуры более 30 000 К и более чем в 100 000 раз превышающие светимость Солнца (L☉). Астрономы все еще расходятся во мнениях относительно того, следует ли классифицировать хотя бы одну из звезд как сверхгигант, основываясь на незначительных различиях в спектральных линиях.

Звезды, обнаруженные в области голубого гиганта на диаграмме HR могут находиться на очень разных стадиях своей жизни, но все они являются развитыми звездами, которые в значительной степени исчерпали запасы водорода в ядрах.

В простейшем случае горячая светящаяся звезда начинает расширяться по мере того, как в ее ядре заканчивается водород, и сначала становится голубым субгигантом, затем голубым гигантом, становясь одновременно холоднее и ярче. Звезды средней массы будут продолжать расширяться и остывать, пока не станут красными гигантами. Массивные звезды также продолжают расширяться по мере горения водородной оболочки, но они делают это примерно при постоянной яркости и перемещаются горизонтально по диаграмме HR. Таким образом они могут быстро пройти через классы голубых гигантов, ярко-голубых гигантов, голубых сверхгигантов и желтых сверхгигантов, пока не станут красными сверхгигантами. Класс светимости таких звезд определяется по спектральным линиям, чувствительным к поверхностной гравитации звезды, при этом более расширенные и светящиеся звезды получают классификацию I (сверхгиганты), в то время как несколько менее расширенные и более яркие звезды относятся к категории заданная светимость II или III . Поскольку это массивные звезды с короткой жизнью, многие голубые гиганты встречаются в ассоциациях O-B, которые представляют собой большие скопления слабо связанных молодых звезд.

Звезды BHB более развиты и имеют ядра, горящие гелием, хотя у них все еще есть обширная водородная оболочка. У них также умеренная масса около 0,5–1,0 M☉, поэтому они часто намного старше, чем более массивные голубые гиганты. BHB получила свое название от заметной горизонтальной группы звезд, видимой на диаграммах цвет-величина для более старых скоплений, где ядра горящих гелиевых звезд одного и того же возраста обнаруживаются при различных температурах с примерно одинаковой светимостью. Эти звезды также проходят стадию горения гелия в ядре при постоянной яркости, сначала температура повышается, а затем снова понижается по мере продвижения к AGB. Однако на синем конце горизонтальной ветви он образует «синий хвост» из звезд с меньшей светимостью, а иногда и «голубой крючок» из еще более горячих звезд.

Есть и другие высокоразвитые горячие звезды, которых нет. обычно называемые голубыми гигантами: звезды Вольфа – Райе, очень светящиеся и отличающиеся экстремальными температурами и заметными линиями излучения гелия и азота; звезды post-AGB, образующие планетарные туманности, похожие на звезды Вольфа – Райе, но меньше и менее массивны; голубые отставшие, необычные светящиеся голубые звезды, наблюдаемые, по-видимому, на главной последовательности в скоплениях, где звезды главной последовательности их светимости должны были развиться в гигантов или сверхгигантов; и настоящие голубые сверхгиганты, самые массивные звезды, эволюционировавшие за пределы голубых гигантов и идентифицированные по эффектам большего расширения в их спектрах.

Чисто теоретическая группа звезд могла бы быть сформирована, когда красные карлики, наконец, исчерпали свое ядро ​​водородом на триллионы лет вперед. Эти звезды конвективны по своей глубине и, как ожидается, будут очень медленно увеличивать как свою температуру, так и светимость, поскольку они накапливают все больше и больше гелия, пока в конечном итоге они не перестанут поддерживать синтез и быстро схлопнутся до белых карликов. Хотя эти звезды могут стать горячее, чем Солнце, они никогда не станут более яркими, поэтому вряд ли они голубые гиганты, какими мы их видим сегодня. Название синий карлик было придумано, хотя это имя может легко сбивать с толку.

Найдите синий гигант в Викисловаре, бесплатный словарь.