Super nəhəng ulduzlar. Nəhəng ulduzlar Ən parlaq super nəhənglər

Hər hansı bir ulduzun doğulması təxminən eyni şəkildə baş verir - əsasən ulduzlararası qaz və toz olan bir buludun öz cazibə qüvvəsinin təsiri altında sıxılma və sıxılma nəticəsində. Alimlərin fikrincə, yeni ulduzların yaranmasına məhz bu sıxılma prosesi kömək edir. Hazırda müasir avadanlıqlar sayəsində alimlər bu prosesi görə bilirlər. Teleskopda parlaq fonda qaranlıq ləkələrə bənzəyən müəyyən zonalara bənzəyir. Onlara "nəhəng molekulyar bulud kompleksləri" deyilir. Bu zonalar bu adı molekullar şəklində hidrogen ehtiva etdiyinə görə almışdır. Bu komplekslər və ya sistemlər qlobus ulduz qrupları ilə birlikdə diametri 1300 işıq ilinə qədər olan Qalaktikanın ən böyük strukturlarıdır.

Dumanlığın sıxılması prosesi ilə eyni vaxtda "Bok kürəcikləri" adlanan sıx qaranlıq dairəvi qaz və toz buludları da əmələ gəlir. Bu kürəcikləri ilk dəfə təsvir edən Amerika astronomu Bok idi, ona görə də indi onlar belə adlanırlar. Əvvəlcə qlobulun kütləsi Günəşin kütləsindən 200 dəfə çoxdur. Bununla belə, tədricən qlobullar sıxlaşmağa davam edir, kütlə qazanır və cazibə qüvvəsinə görə qonşu ərazilərdən materiya cəlb edir. Globulun daxili hissəsinin xarici hissədən dəfələrlə daha sürətli qalınlaşmasına diqqət yetirməyə dəyər. Bu, öz növbəsində, qlobulun istiləşməsinə və fırlanmasına səbəb olur. Bu proses bir neçə yüz min il davam edir və bundan sonra ilk ulduz əmələ gəlir.

Bir ulduzun kütləsi artdıqca, daha çox maddə cəlb olunur. İçəridə sıxılmış qazdan da enerji ayrılır ki, bu da istilik əmələ gəlməsinə səbəb olur. Bu baxımdan, ulduzun təzyiqi və temperaturu artır, bu da onun parlaq tünd qırmızı işığına səbəb olur. Protostar olduqca böyük ölçüsü ilə xarakterizə olunur. İstiliyin bütün səthinə bərabər paylanmasına baxmayaraq, hələ də nisbətən soyuq hesab olunur. Nüvədə temperatur artmağa davam edir. Bundan əlavə, fırlanır və bir qədər düz bir forma alır. Bu proses bir neçə milyon il davam edir.

Gənc ulduzları xüsusilə çılpaq gözlə görmək çox çətindir. Onlar yalnız xüsusi avadanlıqla yoxlanıla bilər. Bu, ulduzları əhatə edən tünd toz buludunun sayəsində gənc ulduzların parıltısının praktiki olaraq görünməməsi ilə əlaqədardır.

Ulduzlar belə doğulur, inkişaf edir və ölür. İnkişaflarının hər bir mərhələsində ulduzların özünəməxsus kütləsi, temperaturu və parlaqlığı var. Bu baxımdan bütün ulduzlar adətən aşağıdakılara bölünür:

Əsas ardıcıllıq ulduzları;

Cırtdan ulduzlar;

Nəhəng ulduzlar.

Hansı ulduzlar nəhəngdir

Beləliklə, nəhəng ulduzlar özləri üçün danışır və müvafiq olaraq, eyni səth istiliyinə malik olan əsas ardıcıllıq ulduzlarından fərqli olaraq, əhəmiyyətli dərəcədə daha böyük radius və yüksək parlaqlığa malikdirlər. Nəhəng ulduzların radiusu adətən 10 ilə 100 günəş radiusu aralığında olur və 10 ilə 1000 günəş işığı arasında parlaqlığa malikdir. Nəhəng ulduzların temperaturu ulduzun kütləsinə görə nisbətən aşağıdır, çünki o, bütün ulduz səthində paylanmışdır və təxminən 5000 dərəcəyə çatır.

Bununla belə, nəhəng ulduzlardan qat-qat böyük parlaqlığa malik olan ulduzlar da var. Belə ulduzlara adətən super nəhənglər və hipergiantlar deyilir.

Supernəhəng ulduz ən kütləvi ulduzlardan biri hesab olunur. Bu tip ulduzlar Hertzsprung-Russell diaqramının yuxarı hissəsini tutur. Bu ulduzların kütləsi 10 ilə 70 günəş kütləsi arasında dəyişir. Onların parlaqlığı 30.000 günəş işığı və ya daha çoxdur. Lakin supernəhəng ulduzların radiusları əhəmiyyətli dərəcədə dəyişə bilər - 30-dan 500 günəş radiusuna qədər. Ancaq radiusu 1000 günəşdən çox olan ulduzlar da var. Lakin bu super nəhənglər artıq hipergigantlar kateqoriyasına keçirlər.

Bu ulduzların çox böyük kütlələri olduğuna görə onların ömrü son dərəcə qısadır və 30 ilə bir neçə yüz milyon il arasında dəyişir. Super nəhəngləri, bir qayda olaraq, aktiv ulduz əmələgəlmə bölgələrində - açıq ulduz klasterlərində, spiral qalaktikaların qollarında, eləcə də nizamsız qalaktikalarda müşahidə etmək olar.

Qırmızı nəhəng

Qırmızı nəhəng yüksək parlaqlığa və uzadılmış zərflərə malik gec spektral tipli bir ulduzdur. Ən məşhur qırmızı nəhənglər Arcturus, Aldebaran, Gacrux, Miradır.

Qırmızı nəhənglər K və M spektral siniflərinə aiddir. Onlar həmçinin emissiya səthinin nisbətən aşağı temperaturuna malikdirlər, bu da təxminən 3000 - 5000 dərəcə Kelvindir. Bu, öz növbəsində, şüalanma sahəsinin vahidinə düşən enerji axınının Günəşinkindən 2-10 dəfə az olduğunu göstərir. Qırmızı nəhənglərin radiusu 100 ilə 800 günəş radiusu arasında dəyişir.

Qırmızı nəhənglərin spektrləri molekulyar udma zolaqlarının olması ilə xarakterizə olunur, çünki onların nisbətən soyuq fotosferində bəzi molekullar sabitdir. Maksimum şüalanma spektrin qırmızı və infraqırmızı bölgələrində baş verir.

Qırmızı nəhənglərlə yanaşı, ağ nəhənglər də var. Ağ nəhəng olduqca isti və parlaq olan əsas ardıcıllıq ulduzudur. Bəzən ağ nəhəng ulduz qırmızı cırtdanla birləşə bilər. Ulduzların bu birləşməsinə ikiqat və ya çoxlu deyilir və bir qayda olaraq, ulduzlardan ibarətdir müxtəlif növlər.

10

10-cu yer - AH Əqrəb

Kainatımızdakı ən böyük ulduzların onuncu yeri Əqrəb bürcündə yerləşən qırmızı supernəhəngdir. Bu ulduzun ekvator radiusu 1287 - 1535 Günəşimizin radiusları. Yerdən təxminən 12.000 işıq ili uzaqlıqda yerləşir.

9

9-cu yer - KY Lebed

Doqquzuncu yeri Yerdən təxminən 5 min işıq ili uzaqlıqda olan Cygnus bürcündə yerləşən ulduz tutur. Bu ulduzun ekvator radiusu 1420 günəş radiusları. Lakin onun kütləsi Günəşin kütləsini cəmi 25 dəfə üstələyir. KY Cygni təxminən milyon dəfə parlayır günəşdən daha parlaqdır.

8

8-ci yer - VV Cepheus A

VV Cephei - tutulma qoşa ulduz Yerdən təxminən 5000 işıq ili məsafədə yerləşən Cepheus bürcündə Algol yazın. Süd Yolu Qalaktikasında ikinci ən böyük ulduzdur (VY Canis Majorisdən sonra). Bu ulduzun ekvator radiusu 1050 - 1900 günəş radiusları.

7

7-ci yer - VY Canis Major

Qalaktikamızın ən böyük ulduzu. Ulduzun radiusu diapazonda yerləşir 1300 - 1540 Günəşin radiusları. Ulduzun ətrafında dövrə vurmaq üçün işıq 8 saat çəkəcək. Araşdırmalar ulduzun qeyri-sabit olduğunu göstərib. Astronomlar VY Canis Major növbəti 100 min ildə hipernova kimi partlayacaq. Teorik olaraq, hipernova partlayışı Kainatın yerli hissəsinin məzmununa zərər verə biləcək qamma-şüa partlayışlarına səbəb olacaq, bir neçə işıq ili radiusunda hər hansı hüceyrə həyatı məhv edəcək, lakin hipergigant Yerə təhlükə yaratmaq üçün kifayət qədər yaxın deyil. (təxminən 4 min işıq ili).

6

6-cı yer - VX Oxatan

Nəhəng pulsasiya edən dəyişən ulduz. Onun həcmi, eləcə də temperaturu vaxtaşırı dəyişir. Astronomların fikrincə, bu ulduzun ekvator radiusu bərabərdir 1520 Günəşin radiusları. Ulduz adını yerləşdiyi bürcün adından almışdır. Ulduzun pulsasiyasına görə təzahürləri insan ürəyinin bioritmlərinə bənzəyir.

5

5-ci yer - Vesterlend 1-26

Beşinci yeri qırmızı super nəhəng tutur, bu ulduzun radiusu diapazonda yerləşir. 1520 - 1540 günəş radiusları. O, Yerdən 11500 işıq ili uzaqlıqda yerləşir. Əgər Westerland 1-26 Günəş sisteminin mərkəzində olsaydı, onun fotosferası Yupiterin orbitini əhatə edərdi. Məsələn, Günəş üçün fotosferin tipik dərinliyi 300 km-dir.

4

4-cü yer - WOH G64

WOH G64 Doradus bürcündə yerləşən qırmızı supernəhəng ulduzdur. Qonşu Böyük Macellan Buludu qalaktikasında yerləşir. Günəş sisteminə olan məsafə təxminən 163.000 işıq ilidir. Ulduzun radiusu diapazonda yerləşir 1540 - 1730 günəş radiusları. Ulduz bir neçə min və ya on minlərlə ildən sonra öz varlığına son qoyacaq və fövqəlnovaya gedəcək.

3

3-cü yer - RW Cepheus

Bürünc RW Cephei ulduzuna gedir. Qırmızı supernəhəng 2739 işıq ili uzaqlıqda yerləşir. Bu ulduzun ekvator radiusu 1636 günəş radiusları.

2

2-ci yer - NML Lebed

Kainatın ən böyük ulduzları arasında ikinci yeri Cygnus bürcündə qırmızı hipergiant tutur. Ulduzun radiusu təxminən bərabərdir 1650 günəş radiusları. Ona olan məsafə təxminən 5300 işıq ili olaraq qiymətləndirilir. Astronomlar ulduzun tərkibində su, dəm qazı, hidrogen sulfid və kükürd oksidi kimi maddələr aşkar ediblər.

1

1-ci yer - UY Shield

Hal-hazırda Kainatımızın ən böyük ulduzu Scutum bürcündəki hipergiantdır. Günəşdən 9500 işıq ili məsafəsində yerləşir. Ulduzun ekvator radiusu 1708 Günəşimizin radiusları. Ulduzun parlaqlığı spektrin görünən hissəsində Günəşin parlaqlığından təxminən 120.000 dəfə böyükdür və ulduzun ətrafında böyük qaz və toz yığılması olmasaydı, daha parlaq olardı.

Günəşdən 10-100 dəfə böyük və 10-1000 dəfə parlaqdır. Qırmızı nəhənglər təkamülün sonrakı mərhələlərində ölçüləri 10-100 dəfə böyüyən, səthində daha az qızan və yavaş-yavaş qaz qabıqlarını ətrafdakı boşluğa tökən ulduzlardır. Nəhəng ulduzlarda, tərkibindəki bütün hidrogeni istifadə etdikdən sonra reaksiyalar helium nüvələrindən karbon sintez etməyə başlayır.

Ən böyük ulduzlar qırmızı nəhəng olduqdan sonra böyüməyə davam edir və super nəhəngə çevrilə bilirlər. Super nəhənglər diametri Günəşdən 500 dəfə böyükdür və onların mütləq böyüklükləri mənfi 5-dən mənfi 10-a qədər dəyişir.

Və bu video yuxarıda deyilənləri aydın şəkildə nümayiş etdirəcək. Kainatımızın nə qədər müxtəlif və heyrətamiz olduğuna bir daha əmin oldunuz!

Ən böyük məlum ulduz Günəşdən 810 000 dəfə parlaq olan Cygnus bürcündəki supernəhəng O2#12-dir. Supergigantların mərkəzindəki təzyiq helium sintezi və dəmir atomlarının əmələ gəlməsi reaksiyaları üçün kifayətdir.

Kainatdakı bütün dəmir supernəhənglərin mərkəzi hissələrində əmələ gəlir. Zamanla super nəhənglər büzülür, partlayır və fövqəlnovaya çevrilirlər.

Yüksək parlaqlıqla [10 5 -10 6 günəş işığına qədər (Lʘ)] və aşağı effektiv temperaturda (3000-5000 K).

Yerkes spektral təsnifatına görə, onlar müvafiq olaraq K və M spektral siniflərinə və III və I parlaqlıq siniflərinə aiddir (və ya ən kütləvi qırmızı super nəhənglər - sözdə hipergigantlar üçün 0). Qırmızı nəhənglərin radiusu yüzlərlə günəş radiusuna (Rʘ), qırmızı supergigantların radiusu isə minlərlə Rʘ-ə çatır. Qırmızı nəhənglər və super nəhənglər əsasən spektrin qırmızı və infraqırmızı bölgələrində yayılır. Xüsusiyyət qırmızı nəhənglərin və supergigantların spektrləri - metal emissiya xətlərinin, Ca II, Ca I-nin H və K xətlərinin, molekulyar udma zolaqlarının olması. Tipik qırmızı nəhənglərə Aldebaran (parlaqlıq ≈ 160Lʘ, radius ≈ 25Rʘ) və qırmızı supernəhənglərə Betelgeuse (≈ 7·10 4 Lʘ, ≈ 700Rʘ) daxildir.

Ulduzlar, ulduzların nüvələrində hidrogenin yanmasından sonra qabıqlarının genişlənməsi nəticəsində qırmızı nəhənglərin və super nəhənglərin tutduğu Hertzsprung-Russell diaqramının bölgəsinə düşür (bax: Ulduzların təkamülü). Kütlələri ≈ 1 günəş kütləsi (Mʘ) ilə ≈ (8-10) Mʘ arasında olan ulduzlar qırmızı nəhənglərə çevrilirlər. Kütlələri ≈ (8-10) Mʘ ilə ≈ 40 Mʘ arasında olan ulduzlar qırmızı supernəhənglərə çevrilirlər. Əvvəlcə qırmızı nəhənglər və super nəhənglər hidrogenin termonüvə yanmasının baş verdiyi bir təbəqə ilə əhatə olunmuş helium nüvələrinə malikdir. Ulduzun mərkəzindəki temperatur Tc ≈ 2·10 8 K-ə çatdıqda, heliumun yanması başlayır. Heliumun yanması iki qeyri-sabit yanma təbəqəsi - helium və hidrogen (asimptotik filialın nəhəngləri) ilə əhatə olunmuş karbon-oksigen nüvələrinin meydana gəlməsinə səbəb olur (Şəkil). Qırmızı nəhənglərin nüvələrindəki maddə degenerativdir.

Qırmızı nəhənglər və super nəhənglər, axını ildə 10 -5 -10 -4 Mʘ-ə çata bilən sıx bir maddə axını (ulduz küləyi) ilə xarakterizə olunur. Ulduz küləyi ulduz taclarında radiasiya təzyiqi, pulsasiya qeyri-sabitliyi və şok dalğalarının təsiri altında yaranır. Maddənin itirilməsi və onun soyuması ulduzların görünən radiasiyasını tamamilə udan nəhəng qaz-tozlu ulduz qabıqlarının yaranmasına səbəb ola bilər.

Bu cür obyektlər spektrin infraqırmızı diapazonunda (OH/İQ ulduzları adlanır) şüalanır.

Qat mənbələrində hidrogen və heliumun yanması ulduz nüvələrinin kütlələrinin artmasına səbəb olur; nüvələr sıxılır və T artır. Bununla belə, ilkin kütlələri ≤(8-10)Mʘ olan qırmızı nəhənglər üçün maddənin itirilməsi ona gətirib çıxarır ki, onların degenerasiya olunmuş karbon-oksigen nüvələrinin kütlələri karbonun yanmasının mümkün olduğu dəyərə çatmır və onlar planetar dumanlıq mərhələsini keçərək kütləsi ≤Mʘ olan ağ cırtdanlar. Daha kütləvi ulduzların nüvələrində karbon, oksigen, neon, maqnezium və silisium ardıcıl olaraq yanır və nukleosintez prosesi kütləsi ≈ (1,5-2) Mʘ olan dəmir (56 Fe) nüvələrinin əmələ gəlməsi ilə başa çatır. çökərək neytron ulduzları və ya qara dəliklər əmələ gətirir. Çökmüş qırmızı super nəhənglər II tip fövqəlnovalar kimi görünür. Ulduzların qırmızı nəhənglər və ya qırmızı super nəhənglər mərhələsində keçirdikləri vaxt onların ümumi ömrünün təxminən 10%-ni təşkil edir.

Qırmızı nəhənglər və super nəhənglər arasında müxtəlif tipli dəyişkən ulduzlar müşahidə olunur: Miras, yarımmüntəzəm dəyişənlər və s., pulsasiya dövrləri on gündən bir neçə ilə qədər və parlaqlığı bir neçə böyükliyə qədər dəyişir. Pulsasiya radial və ya qeyri-radial ola bilər. Pulsasiyalar ulduzların qabıqlarında yayılan şok dalğaları ilə üst-üstə düşə bilər.

ilə ulduzlar kimyəvi tərkibi, Günəşə yaxın, ilkin kütlələri ≥40Mʘ olan təkamül zamanı qırmızı supernəhəng mərhələsinə çatmır, çünki artıq nüvədə hidrogenin yanması mərhələsində hidrogen qabığının çox hissəsini itirir və Hertzsprung - Russell bölgəsinə keçirlər. isti ulduzların tutduğu diaqram (10 5 K-ə qədər effektiv temperaturla). Ulduz da qırmızı nəhənglər və ya super nəhənglər bölgəsini tərk edib daha isti ulduzlar bölgəsinə keçə bilər, əgər o, yaxın ikili sistemin bir hissəsidirsə və Roş lobunu doldurması nəticəsində zərfini itirir.

Lit.: Zeldoviç Ya., Blinnikov S. P., Şakura N. I. Ulduzların quruluşunun və təkamülünün fiziki əsasları. M., 1981; Zasov A.V., Postnov K.A. Ümumi astrofizika. Fryazino, 2006.

Super nəhənglər ən böyük ulduzlardan biridir. Super nəhənglərin kütlələri 10-70 günəş kütləsi, parlaqlıq - 30.000-dən yüz minlərlə günəş kütləsinə qədər dəyişir. Radiuslar çox dəyişə bilər - 30-dan 500-ə qədər, bəzən isə 1000 günəşdən çox ola bilər, sonra onları hipergiants da adlandırmaq olar. Stefan-Boltzmann qanunundan belə çıxır ki, qırmızı super nəhənglərin nisbətən soyuq səthləri isti mavi super nəhənglərə nisbətən vahid sahəyə daha az enerji buraxır. Buna görə də, eyni parlaqlıqla qırmızı supernəhəng həmişə mavidən daha böyük olacaqdır.

Ulduzların böyüklüyü, parlaqlığı, temperaturu və spektral sinfi arasındakı əlaqələri xarakterizə edən Hertzsprung-Russell diaqramında bu cür işıqlandırıcılar yuxarıda yerləşir və cisimlərin yüksək (+5 ilə +12 arasında) görünən böyüklüyünü göstərir. Onların həyat dövrü digər ulduzlardan daha qısadır, çünki onlar öz vəziyyətlərinə təkamül prosesinin sonunda, nüvə yanacağı ehtiyatları tükəndiyi zaman çatırlar. İsti cisimlərdə helium və hidrogen tükənir və yanma oksigen və karbon hesabına və daha da dəmirə qədər davam edir.

Böyük ulduzlar öz nüvələrində karbon və oksigen yanmağa başlayanda əsas ardıcıllığı tərk edirlər - qırmızı super nəhənglərə çevrilirlər. Onların qaz qabığı milyonlarla kilometrə yayılaraq çox böyük ölçülərə çatır. Konveksiyanın qabıqdan nüvəyə nüfuz etməsi ilə baş verən kimyəvi proseslər, partlayışdan sonra kosmosa səpələnən dəmir zirvəsinin ağır elementlərinin sintezinə səbəb olur. Adətən bitən qırmızı supergiantlardır həyat yolu ulduzlar və supernova kimi partlayır. Ulduzun qaz qabığı yeni dumanlıq yaradır və degenerasiyaya uğramış nüvə ağ cırtdana çevrilir. Antares və Betelgeuse ölməkdə olan qırmızı ulduzlar arasında ən böyük obyektlərdir.

Şəkil 74. Betelgeuse ulduzunun diski. Hubble teleskopunun şəkli.

Sağ qalan qırmızılardan fərqli olaraq uzun ömür nəhənglər, mavi nəhənglər cavan və isti ulduzlardır, onların kütləsi Günəşinkindən 10-50 dəfə, radiusu isə 20-25 dəfə çoxdur. Onların temperaturu təsir edicidir - 20-50 min dərəcədir. Mavi supergigantların səthi radiasiya zamanı sıxılma səbəbindən sürətlə kiçilir daxili enerji durmadan böyüyür və ulduzun temperaturunu artırır. Orion bürcünün ən parlaq ulduzu Rigel mavi super nəhəngin gözəl nümunəsidir. Onun təsir edici kütləsi Günəşdən 20 dəfə, parlaqlığı isə 130 min dəfə çoxdur.

Şəkil 75. Orion bürcü.

Cygnus bürcündə Deneb ulduzu müşahidə olunur - bu nadir sinfin başqa bir nümayəndəsi. Bu parlaq super nəhəngdir. Səmada bu uzaq ulduzu parlaqlığına görə yalnız Rigellə müqayisə etmək olar. Onun şüalanmasının intensivliyi 196 min Günəşlə müqayisə edilə bilər, cismin radiusu ulduzumuzu 200 dəfə, kütləsi isə 19 dəfə çoxdur. Deneb sürətlə kütləsini itirir, inanılmaz gücə malik ulduz küləyi öz maddəni bütün Kainata aparır. Ulduz artıq qeyri-sabitlik dövrünə qədəm qoyub. Hələlik onun parlaqlığı kiçik amplituda dəyişir, lakin zaman keçdikcə pulsasiyaya çevriləcək. Nüvəni sabit saxlayan ağır elementlərin ehtiyatını tükəndikdən sonra Deneb, digər mavi super nəhənglər kimi, fövqəlnovaya gedəcək və onun kütləvi nüvəsi qara dəliyə çevriləcək.

Hipergiantlar supergigantlardan bir qədər böyükdürlər, lakin eyni zamanda kütlədə on dəfə üstünlük təşkil edirlər və parlaqlığı 500 mindən 5 milyon günəş işığına çatır. Bu ulduzların ən qısa ömürləri var, bəzən yüz minlərlə ildir. Qalaktikamızda təxminən 10 belə parlaq və güclü obyekt tapılıb.

Şəkil 76. Deneb.

Bu günə qədər ən parlaq ulduz (və ən kütləvi) R136a1 hesab olunur. Onun açılışı 2010-cu ildə elan edilmişdir. Bu, təxminən 8.700.000 günəş işığına və kütləsi bizim ev ulduzundan 265 dəfə böyük olan Wolf-Rayet ulduzudur. Bir vaxtlar onun kütləsi 320 günəş idi. R136a1 əslində Böyük Magellan Buludunda yerləşən R136 adlı sıx ulduz çoxluğunun bir hissəsidir. Kəşf edənlərdən biri olan Pol Krouterə görə, “Planetlərin əmələ gəlməsi, belə bir ulduzun yaşaması və ölməsi daha uzun sürdüyündən daha uzun çəkir. Orada planetlər olsa belə, onların üzərində heç bir astronom olmazdı, çünki gecə səması gündüz səması kimi parlaq idi”.

Şəkil 77. R136a1 ulduzunun fotoşəkilinin kompüterlə işlənməsi.