Veleobr

Supergianti  jsou jednou z nejjasnějších, největších a nejhmotnějších hvězd , jejichž svítivost může být milionkrát větší než ta sluneční a poloměr je tisíckrát větší. Tyto hvězdy zaujímají horní část Hertzsprung-Russellova diagramu a tvoří I. třídu svítivosti . Mají silný hvězdný vítr , téměř všechny jsou proměnlivé .

Supergianti jsou mladé hvězdy s krátkou životností patřící do populace I. Od méně hmotných hvězd se v průběhu svého vývoje kvalitativně liší . Supergianti jsou schopni ve svých hloubkách udržovat takové termonukleární reakce , k jejichž průchodu jsou zapotřebí vysoké teploty a hustoty, a syntetizovat těžké prvky až po železo . V určitém okamžiku se jádro hvězdy zhroutí, uvolní se velké množství energie, vnější vrstvy jsou odneseny a je pozorována exploze supernovy typu II a z hvězdy zůstane neutronová hvězda nebo černá díra . Supergianti a supernovy, které vytvářejí, jsou hlavním zdrojem hélia a prvků alfa vyvržených do mezihvězdného prostředí .

Charakteristika

Supergianti se od ostatních hvězd liší velmi velkou svítivostí a velikostí a zaujímají horní část Hertzsprung-Russellova diagramu [2] . Svítivosti takových hvězd se pohybují od desítek tisíc až po miliony slunečních jasů , respektive absolutní hvězdná velikost se pohybuje v průměru od -4 m do -8 m . Poloměry takových hvězd se mohou pohybovat od 20 R ⊙ do několika tisíc - největší veleobri by na místě Slunce vyplnili prostor až po dráhu Jupitera [3] [4] [5] [6] .

Teploty na povrchu veleobrů se mění v širokém rozmezí: existují veleobri spektrálních tříd od O do M, z tohoto důvodu se rozlišují modrí , žlutí a červení veleobri . Naprostá většina veleobrů patří do třídy B – je jich více než všech ostatních dohromady [7] . Červení veleobri jsou největší, ale díky nižší povrchové teplotě mají v průměru stejnou svítivost jako žlutí a modří. Veleobri tvoří třídu svítivosti I, která se dělí na podtřídy Ia a Ib [6] , které se týkají jasnějších a méně jasných veleobrů. Supergianti s nejvyšší svítivostí se rozlišují na samostatný typ - hypergianti [8] [5] [9] . Rigel je modrý veleobr , Betelgeuse je červený a Polaris je žlutý veleobr [5] [6] .

Hvězdy, které se v průběhu svého vývoje stanou veleobry (viz níže ), mají počáteční hmotnost minimálně 8–10 M ⊙ [10] . Z toho vyplývá, že veleobri jsou velmi mladé hvězdy, jejich životnost nepřesahuje miliony let [3] [5] . Patří k tenkému disku Galaxie a patří k populaci I [11] [12] .

Vzhledem k velkému poloměru mají veleobrové nízké zrychlení volného pádu  — u červených veleobrů to může být 10 −2 m/s 2 [13] a velmi nízké hustoty [14] jsou nejnižší u červených veleobrů, asi 10 −7 g /cm3 [ 6 ] . To vede k tomu, že spektra těchto hvězd mají velmi úzké a hluboké spektrální čáry a samotní supergianti mají silný hvězdný vítr a časté výrony hmoty do vesmíru [2] [4] [5] .

Téměř všichni supergianti jsou proměnné hvězdy různých typů [5] . Například modří veleobri mohou být jasně modré proměnné , žlutí mohou být klasické cefeidy a červení veleobri mohou být Miras [15] [16] .

Evoluce

Vývoj veleobrů se také liší od vývoje méně hmotných hvězd. Hvězdy, které vyčerpaly vodík ve svých jádrech , opouštějí hlavní sekvenci a pokračují v jeho spalování ve slupce kolem jádra. V této fázi se objevují rozdíly: pokud hvězdy o hmotnosti menší než 10 M ⊙ dosáhnou Hayashiho limitu a vstoupí do větve rudého obra , po které začnou v jádře spalovat helium , pak u hmotnějších hvězd se helium vznítí, i když hvězda nedosáhla Hayashiho limitu, má dostatečně vysokou teplotu a je modrým veleobrem. Masivní hvězdy zároveň výrazně nezvyšují svítivost, protože je pro ně již téměř kritická , ačkoli se zvětšují a pokračují v postupném ochlazování [10] [17] [18] .

Po vyčerpání hélia v jádru hvězdy tam postupně začíná jaderné spalování uhlíku a helium dál hoří kolem jádra. Dále podobným způsobem začnou v jádře probíhat další jaderné reakce a vznikají nové prvky až po železo (viz níže ). Ve hvězdě vzniká mnoho vrstev různých chemických prvků, na jejichž hranicích dochází k jaderným reakcím [19] [20] . Doba trvání fáze veleobra je asi desetina již tak krátkého života hvězdy - ne více než miliony let a většinu této doby hvězda spaluje helium v ​​jádře a zbývající fáze nukleosyntézy netrvají déle než několik tisíc let [3] [21] [22] .

V nejhmotnějších hvězdách asymptotické obří větve  — o hmotnostech 8–10 M ⊙ —  se v určité fázi jejich vývoje nahromadí dostatek uhlíku a dojde k uhlíkové detonaci , následkem čehož hvězda, pokud zůstane neporušená, také začíná spalovat uhlík a vyvíjí se jako veleobr [23] [24] [25] . Takové hvězdy jsou považovány za přechod mezi hmotnějšími supergianty a méně hmotnými hvězdami větve asymptotických obrů [26] [27] .

V každém případě zvenčí pozorovatelná evoluce může probíhat různými způsoby a závisí na mnoha faktorech. Pokud se hvězdě podaří udržet si vnější obaly, pak její expanze pokračuje, zčervená a stane se nejprve žlutým a poté červeným veleobrem. Pokud hvězda ztratí většinu svého obalu v důsledku silného hvězdného větru nebo přitažlivosti jiné hvězdy v blízkém dvojhvězdném systému , zvýší se teplota a může se znovu stát modrým veleobrem nebo dokonce Wolf-Rayetovou hvězdou . Ztráta části obálky však nebrání hvězdě, aby se znovu roztáhla a stala se červeným veleobrem [4] [10] [28] .

Nukleosyntéza

Různá stádia nukleosyntézy v jádrech hvězd různé hmotnosti [29]
Etapa Délka etapy v letech
15 milionů⊙ _ _ 20 milionů⊙ _ _ 25 milionů⊙ _ _
Hořící vodík 1.1⋅10 7 7,5⋅10 6 5.9⋅10 6
hoření helia 1,4⋅10 6 9.3⋅10 5 6,8⋅10 5
Hořící uhlík 2600 1400 970
pálení neonu 2,0 1.5 0,77
spalování kyslíku 2.5 0,79 0,33
Spalování křemíku 0,29 0,031 0,023

Procesy nukleosyntézy u supergiantů jsou složité a rozmanité. V jejich jádrech postupně probíhají různé reakce, při kterých vznikají chemické prvky, až po železo : je vytvářeno hvězdami o hmotnosti minimálně 10–15 M ⊙ . Syntéza těžších prvků je energeticky nepříznivá, takže nemůže pokračovat [30] [24] .

Jedním z rysů těchto procesů je, že poslední fáze nukleosyntézy jsou dokončeny velmi rychle - v řádu několika let nebo méně. Přitom doba, za kterou může hvězda dostatečně změnit svou velikost, teplotu a svítivost, odpovídá tepelné časové škále , která je u veleobrů asi 10 2 -10 3 let. V důsledku toho se během těchto procesů vnější charakteristiky hvězdy prakticky nemění a neutrinové záření začíná hrát významnou roli v přenosu zvýšeného energetického toku z jádra [31] .

Hořící uhlík

Po vyčerpání hélia v jádru hvězdy dochází ke kontrakci, a když teplota dosáhne 0,3–1,2⋅10 9 K , začne v ní nukleární spalování uhlíku [32] :

Izotop hořčíku je v excitovaném stavu , proto se může rozkládat jedním z následujících způsobů [32] :

V této fázi také začínají hrát neutrina rozhodující roli při přenosu energie z jádra [32] .

Hořící neon

V době, kdy je spalování uhlíku dokončeno, se jádro hvězdy skládá hlavně z kyslíku (0,7 hmotnosti jádra), neonu (0,2–0,3 hmotnosti jádra) a hořčíku. Mezi těmito částicemi má kyslík nejnižší Coulombovu bariéru , ale kvůli přítomnosti vysokoenergetických fotonů v jádře jsou endotermické reakce zahrnující neon dostupné při nižší teplotě 1,2–1,9⋅10 9 K [33] :

Uvolnění energie z jiných reakcí probíhajících ve stejnou dobu však činí neonové spalovací fázi exotermní [33] .

Hořící kyslík

Když teplota v jádře dosáhne 1,5–2,6⋅10 9 K , začne jaderné spalování kyslíku [34] :

Jádro síry se může rozkládat následovně [34] :

Hořící křemík

Jaderné spalování křemíku začíná, když teplota v jádře dosáhne 2,3⋅10 9 K a vzniká železo . Část křemíku prochází fotodezintegračními reakcemi [35] :

Takto vytvořené částice alfa se účastní procesu alfa , jehož konečným produktem jsou jádra niklu . V důsledku dvojitého beta rozpadu se jeho jádra mění na jádra železa [35] [36] :

Přímá reakce je nepravděpodobná kvůli skutečnosti, že Coulombova bariéra je pro ni příliš velká [36] .

Vzniklé prvky jsou však štěpeny v důsledku fotodezintegrace, ale rovnováhy mezi syntézou a štěpením všech prvků v jádře je dosaženo teprve tehdy, když se jádro stává převážně železem. Tento stav se nazývá jaderná statistická rovnováha ( angl.  nukleární statistická rovnováha ) [35] [37] .

Zhroucení jádra

Když jádro hvězdy dosáhne nukleární statistické rovnováhy v důsledku fotodisociačních procesů a relativistických efektů , adiabatický index jejího jádra klesne pod 4/3. V důsledku viriálního teorému jádro není schopno vyrovnat svou váhu s tlakem a začíná se smršťovat. Zpočátku není kontrakce na tepelném časovém měřítku příliš rychlá a tok neutrin se také výrazně zvyšuje [24] [38] [39] . Hvězdy o hmotnosti 8–10 M ⊙ se tomu však mohou vyhnout a po ztrátě obalu se promění v planetární mlhovinu a poté v bílého trpaslíka , jako jsou hvězdy asymptotické obří větve [40] .

Jak se jádro stává hustším, začíná v něm docházet k neutronizaci hmoty a je v něm méně elektronů . Protože volné elektrony významně přispívají k tlaku, neutronizace snižuje tlak v jádře a komprese se urychluje. Kromě toho fotodisociace vede k výskytu ještě většího množství alfa částic a adiabatický exponent se dále snižuje. Jádro se začne hroutit a během několika milisekund dosáhne hustoty řádově 10 14 g/cm 3  – to je hustota neutronové hvězdy [39] .

V tomto okamžiku se materiál stává nestlačitelným a kolaps se náhle zastaví. Současně se jádro odrazí a srazí se s vnějšími vrstvami, čímž vznikne rázová vlna , jejíž energie je řádově 10 45 -10 46 J. Vezmeme-li v úvahu skutečnost, že v takto hustém prostředí mohou neutrina již neopouští jádro a neodnáší část energie, rázová vlna vysokou rychlostí odhodí obal hvězdy – dojde k výbuchu supernovy typu II a hvězda zůstane neutronovou hvězdou nebo černou dírou [39] .

Výbuch supernovy vede k tomu, že okolní prostor je obohacen o prvky, které vznikly během života hvězdy, stejně jako při výbuchu supernovy během explozivní nukleosyntézy . Kvantitativní stanovení hmotnosti vyvržené hmoty je obtížné, ale je známo, že supernovy generované veleobry jsou hlavním dodavatelem prvků hélia a alfa do mezihvězdného prostředí [39] .

Poznámky

  1. ↑ M.W. svátek. Diskuse o NGC 4755 a některých dalších mladých kupách v Galaxii a Magellanových oblacích . - 1964. - T. 20 . - S. 22 .
  2. ↑ 1 2 Kononovich, Moroz, 2004 , str. 377.
  3. ↑ 1 2 3 Hvězda  superobra . Encyklopedie Britannica . Získáno 23. března 2021. Archivováno z originálu dne 26. listopadu 2020.
  4. ↑ 1 2 3 Miláček D. Veleobr . Internetová encyklopedie vědy . Získáno 23. března 2021. Archivováno z originálu dne 7. ledna 2018.
  5. ↑ 1 2 3 4 5 6 Jungelson L. R. Supergiants . Velká ruská encyklopedie . Získáno 23. března 2021. Archivováno z originálu dne 9. května 2021.
  6. ↑ 1 2 3 4 Zombeck MV Handbook of Space Astronomy and Astrophysics  (Angl.) 65-73. Cambridge University Press . Získáno 23. března 2021. Archivováno z originálu dne 29. prosince 2010.
  7. ↑ JR Sowell, M. Trippe, SM Caballero-Nieves, N. Houk. HR diagramy založené na HD hvězdách v Michiganském spektrálním katalogu a Hipparcos katalogu  //  The Astronomical Journal . - Bristol: IOP Publishing , 2007. - 1. září (roč. 134). - S. 1089-1102. — ISSN 0004-6256 . - doi : 10.1086/520060 . Archivováno 4. května 2019.
  8. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 377-378.
  9. ↑ Třída svítivosti Morgan-Keenan . astronomie.swin.edu.au . Získáno 23. března 2021. Archivováno z originálu dne 10. dubna 2021.
  10. ↑ 1 2 3 Surdin, 2015 , str. 159-161.
  11. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 440.
  12. ↑ Miláček D. Populace I. Internetová encyklopedie vědy . Získáno 24. března 2021. Archivováno z originálu dne 25. ledna 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. - Srpen ( vol. 628 (vol. 628, Iss. 2 ). - S. 973–985 . - ISSN 1538-4357 0004-637X, 1538-4357 . - doi 01.098 : . Archivováno z originálu 9. března 2021 .
  14. ↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 212.
  15. ↑ Karttunen a kol., 2007 , pp. 250, 282-283.
  16. ↑ Surdin, 2015 , str. 165-166.
  17. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , str. 174.
  18. ↑ Karttunen a kol., 2007 , s. 250.
  19. ↑ Surdin, 2015 , str. 154-157.
  20. ↑ Karttunen a kol., 2007 , pp. 250-251.
  21. ↑ Yungelson L. R. Rudí obři a veleobri . Velká ruská encyklopedie . Získáno 24. března 2021. Archivováno z originálu dne 18. května 2021.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 214-224.
  23. ↑ Surdin, 2015 , str. 154-159.
  24. ↑ 1 2 3 Karttunen a kol., 2007 , pp. 250-253.
  25. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , str. 189.
  26. ↑ Siess L. Evoluce hmotných hvězd AGB - I. Fáze hoření uhlíku  // Astronomy & Astrophysics  . - Bristol: EDP Sciences , 2006. - 1. března (vol. 448 ( vydání 2 ). - S. 717–729. - ISSN 1432-0746 0004-6361 , .1432-0746 z originálu 25. dubna , 2021 .
  27. ↑ Poelarends AJT, Herwig F., Langer N., Heger A. Kanál supernovy hvězd Super-AGB  //  The Astrophysical Journal . - IOP Publishing , 2008. - 1. března (roč. 675). - S. 614-625. — ISSN 0004-637X . - doi : 10.1086/520872 . Archivováno z originálu 7. října 2019.
  28. ↑ Karttunen a kol., 2007 , pp. 250, 256.
  29. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , str. 216.
  30. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 214-224, 239.
  31. ↑ Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 216-217.
  32. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005 , str. 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 , str. 221-222.
  36. ↑ 1 2 Ryzhov V. N. Hvězdná nukleosyntéza - zdroj původu chemických prvků . Astronet . Získáno 24. března 2021. Archivováno z originálu 5. prosince 2018.
  37. ↑ 7.4 Neutronizace hmoty a ztráta stability hvězdy. . Astronet . Získáno 25. března 2021. Archivováno z originálu dne 8. ledna 2020.
  38. ↑ Kononovich, Moroz, 2004 , str. 414.
  39. ↑ 1 2 3 4 Salaris, Cassisi, 2005 , pp. 222-224.
  40. ↑ Surdin, 2015 , str. 156.

Literatura

  • Kononovich E. V., Moroz V. I. Obecný kurz astronomie. — 2., opraveno. — M .: URSS , 2004. — 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  • Surdin VG Astronomie: XXI století. - 3. vyd. - 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. vydání. - Berlín - Heidelberg - N. Y. : Springer , 2007. - 510 s. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
  • Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations  (anglicky) . - Chichester: John Wiley & Sons , 2005. - 338 s. — ISBN 978-0-470-09219-X .
  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie