Stele supergigant. Stele uriașe Cele mai strălucitoare supergiganți
Nașterea oricărei stele are loc aproximativ în același mod - ca urmare a comprimării și compactării sub influența propriei gravitații a unui nor, care conține în principal gaz și praf interstelar. Potrivit oamenilor de știință, acest proces de compresie este cel care contribuie la formarea de noi stele. În prezent, datorită echipamentelor moderne, oamenii de știință pot vedea acest proces. Într-un telescop, arată ca anumite zone care arată ca pete întunecate pe un fundal luminos. Ele sunt numite „complexe gigantice de nori moleculari”. Aceste zone au primit acest nume datorită faptului că conțin hidrogen sub formă de molecule. Aceste complexe sau sisteme, împreună cu clusterele de stele globulare, sunt cele mai mari structuri din Galaxie, cu un diametru de până la 1300 de ani lumină.
Concomitent cu procesul de comprimare a nebuloasei, se formează și nori densi și întunecați, rotunji, de gaz și praf, care se numesc „globule Bock”. Astronomul american Bok a fost primul care a descris aceste globule, motiv pentru care acum sunt numite astfel. Inițial, masa globului este de 200 de ori masa Soarelui. Cu toate acestea, treptat globulele continuă să se condenseze, câștigând masă și atrăgând materie din zonele învecinate datorită gravitației lor. Merită să acordați atenție faptului că partea interioară a globului se îngroașă de multe ori mai repede decât partea exterioară. La rândul său, acest lucru duce la încălzirea și rotația globului. Acest proces continuă timp de câteva sute de mii de ani, după care se formează o protostea.
Pe măsură ce masa stelei crește, din ce în ce mai multă materie este atrasă. Energia este eliberată și din gazul comprimat în interior, ceea ce duce la formarea căldurii. În acest sens, presiunea și temperatura stelei cresc, ceea ce duce la lumina sa strălucitoare roșu închis. Protostarul se caracterizează prin dimensiunea sa destul de mare. În ciuda faptului că căldura este distribuită uniform pe întreaga sa suprafață, este încă considerată relativ rece. În miez, temperatura continuă să crească. În plus, se rotește și capătă o formă oarecum plată. Acest proces durează câteva milioane de ani.
Stelele tinere sunt foarte greu de văzut, mai ales cu ochiul liber. Acestea pot fi examinate numai cu echipamente speciale. Acest lucru se datorează faptului că, datorită norului de praf întunecat care înconjoară stelele, strălucirea stelelor tinere este practic invizibilă.
Așa se nasc, evoluează și mor stelele. În fiecare etapă a dezvoltării lor, stelele au propria lor masă, temperatură și luminozitate specifice. În acest sens, toate stelele sunt de obicei clasificate în:
Stele din secvența principală;
Stele pitice;
Stele gigantice.
Care stele sunt giganți
Astfel, stelele gigantice vorbesc de la sine și, în consecință, au o rază semnificativ mai mare și o luminozitate ridicată, în contrast cu acele stele din secvența principală care au aceeași temperatură la suprafață. Raza stelelor gigantice este de obicei în intervalul de la 10 la 100 de raze solare și au o luminozitate de la 10 la 1000 de luminozități solare. Temperatura stelelor gigantice este relativ scăzută din cauza masei stelei, deoarece aceasta este distribuită pe întreaga suprafață stelară și atinge aproximativ 5000 de grade.
Cu toate acestea, există și stele care au o luminozitate de multe ori mai mare decât cea a stelelor gigantice. Astfel de stele sunt de obicei numite supergiganți și hipergiganți.
Steaua supergigantă este considerată una dintre cele mai masive stele. Stele de acest tip ocupă partea superioară a diagramei Hertzsprung-Russell. Aceste stele au o masă care variază de la 10 la 70 de mase solare. Luminozitatea lor este de 30.000 de luminozități solare sau mai mult. Dar razele stelelor supergigant pot varia semnificativ - variind de la 30 la 500 de raze solare. Dar există și stele care au o rază care depășește 1000 solare. Cu toate acestea, aceste supergiganți trec deja în categoria hipergiganților.
Datorită faptului că aceste stele au mase foarte uriașe, speranța lor de viață este extrem de scurtă și variază de la 30 la câteva sute de milioane de ani. Supergiganții pot fi observați, de regulă, în regiunile de formare a stelelor active - grupuri de stele deschise, brațe ale galaxiilor spirale, precum și în galaxii neregulate.
Gigantul roșu
O gigantă roșie este o stea de clase spectrale târzii, cu luminozitate ridicată și plicuri extinse. Cele mai cunoscute giganți roșii sunt Arcturus, Aldebaran, Gacrux, Mira.
Giganții roșii aparțin claselor spectrale K și M. Ei au, de asemenea, o temperatură relativ scăzută a suprafeței emitente, care este de aproximativ 3000 - 5000 de grade Kelvin. La rândul său, acest lucru indică faptul că fluxul de energie pe unitatea de suprafață radiantă este de 2-10 ori mai mic decât cel al Soarelui. Raza giganților roșii variază de la 100 la 800 de raze solare.
Spectrele giganților roșii se caracterizează prin prezența benzilor de absorbție moleculară, deoarece în fotosfera lor relativ rece unele molecule sunt stabile. Radiația maximă are loc în regiunile roșii și infraroșii ale spectrului.
Pe lângă giganții roșii, există și giganți albi. O gigantă albă este o stea din secvența principală care este destul de fierbinte și strălucitoare. Uneori, o stea uriașă albă se poate combina cu o pitică roșie. Această combinație de stele se numește duble sau multiple și, de regulă, este formată din stele diverse tipuri.
10
Locul 10 - AH Scorpion
Locul al zecelea al celor mai mari stele din Universul nostru este ocupat de supergianta roșie, situată în constelația Scorpion. Raza ecuatorială a acestei stele este 1287 - 1535 razele Soarelui nostru. Situat la aproximativ 12.000 de ani lumină de Pământ.
9
Locul 9 - KY Lebed
Locul al nouălea este ocupat de o stea situată în constelația Cygnus la o distanță de aproximativ 5 mii de ani lumină de Pământ. Raza ecuatorială a acestei stele este 1420 razele solare. Cu toate acestea, masa sa depășește masa Soarelui de numai 25 de ori. KY Cygni strălucește de aproximativ un milion de ori mai strălucitoare decât soarele.
8
Locul 8 - VV Cephei A
VV Cephei - eclipsare stea dublă tipul Algol din constelația Cepheus, care se află la o distanță de aproximativ 5000 de ani lumină de Pământ. În Galaxia Calea Lactee este a doua stea ca mărime (după VY Canis Majoris). Raza ecuatorială a acestei stele este 1050 - 1900 razele solare.
7
Locul 7 - VY Canis Major
Cea mai mare stea din galaxia noastră. Raza stelei se află în interval 1300 - 1540 razele Soarelui. Ar fi nevoie de lumină 8 ore pentru a înconjura steaua. Cercetările au arătat că steaua este instabilă. Astronomii prevăd că VY Canis Major va exploda ca o hipernova in urmatorii 100 de mii de ani. Teoretic, o explozie de hipernova ar provoca explozii de raze gamma care ar putea deteriora conținutul unei părți locale a Universului, distrugând orice viață celulară pe o rază de câțiva ani lumină, totuși, hipergigantul nu este suficient de aproape de Pământ pentru a reprezenta o amenințare. (aproximativ 4 mii de ani lumină).
6
Locul 6 - VX Sagetator
O stea variabilă uriașă care pulsa. Volumul, precum și temperatura, se modifică periodic. Potrivit astronomilor, raza ecuatorială a acestei stele este egală cu 1520 razele Soarelui. Steaua și-a primit numele de la numele constelației în care se află. Manifestările stelei datorită pulsației sale seamănă cu bioritmurile inimii umane.
5
Locul 5 - Westerland 1-26
Locul cinci este ocupat de o supergigantă roșie, raza acestei stele se află în interval 1520 - 1540 razele solare. Este situat la 11.500 de ani lumină de Pământ. Dacă Westerland 1-26 ar fi în centrul sistemului solar, fotosfera sa ar cuprinde orbita lui Jupiter. De exemplu, adâncimea tipică a fotosferei pentru Soare este de 300 km.
4
Locul 4 - WOH G64
WOH G64 este o stea supergigantă roșie situată în constelația Doradus. Situat în galaxia vecină, Norul Mare de Magellan. Distanța până la sistemul solar este de aproximativ 163.000 de ani lumină. Raza stelei se află în interval 1540 - 1730 razele solare. Steaua își va pune capăt existenței și va deveni supernovă în câteva mii sau zeci de mii de ani.
3
Locul 3 - RW Cepheus
Bronzul revine vedetei RW Cephei. Supergianta roșie este situată la 2.739 de ani lumină distanță. Raza ecuatorială a acestei stele este 1636 razele solare.
2
Locul 2 - NML Lebed
A doua stea ca mărime din Univers este ocupată de hipergianta roșie din constelația Cygnus. Raza stelei este aproximativ egală cu 1650 razele solare. Distanța până la acesta este estimată la aproximativ 5300 de ani lumină. Astronomii au descoperit substanțe precum apa, monoxidul de carbon, hidrogenul sulfurat și oxidul de sulf în compoziția stelei.
1
Locul 1 - UY Shield
Cea mai mare stea din Universul nostru în acest moment este o hipergigantă din constelația Scutum. Situat la o distanță de 9500 de ani lumină de Soare. Raza ecuatorială a stelei este 1708 razele Soarelui nostru. Luminozitatea stelei este de aproximativ 120.000 de ori mai mare decât luminozitatea Soarelui în partea vizibilă a spectrului și ar fi mult mai strălucitoare dacă nu ar exista o acumulare mare de gaz și praf în jurul stelei.
De 10-100 de ori mai mare decât Soarele și de 10-1000 de ori mai strălucitor. Giganții roșii sunt stele care, în etapele ulterioare ale evoluției, cresc în dimensiune de 10-100 de ori, devin mai puțin fierbinți la suprafață și își aruncă încet învelișul de gaz în spațiul înconjurător. În stelele gigantice, după ce au consumat tot hidrogenul pe care îl conțin, reacțiile încep de a sintetiza carbonul din nucleele de heliu.
Cele mai mari stele continuă să crească după ce au devenit giganți roșii și pot deveni supergiganți. Supergiganții sunt de 500 de ori mai mari decât Soarele în diametru, iar magnitudinea lor absolută variază de la minus 5 la minus 10.
Și acest videoclip va demonstra clar ceea ce s-a spus mai sus. Încă o dată ești convins de cât de divers și uimitor este Universul nostru!
Cea mai mare stea cunoscută este supergigantul O2#12 din constelația Cygnus, care este de 810.000 de ori mai strălucitoare decât Soarele. Presiunea din centrul supergiganților este suficientă pentru reacțiile de sinteză a heliului și formarea atomilor de fier.
Tot fierul din Univers se formează în părțile centrale ale supergiganților. În timp, supergiganții se contractă, explodează și devin supernove.
Cu luminozitate ridicată [până la 10 5 -10 6 luminozitate solară (Lʘ)] și temperatură efectivă scăzută (3000-5000 K).
Conform clasificării spectrale Yerkes, ele aparțin, respectiv, claselor spectrale K și M și claselor de luminozitate III și I (sau 0 în cazul celor mai masive supergiganți roșii - așa-numitele hipergiganți). Razele giganților roșii ajung la sute de raze solare (Rʘ), iar razele supergiganților roșii ajung la mii de Rʘ. Giganții și supergiganții roșii emit predominant în regiunile roșii și infraroșii ale spectrului. Caracteristică spectre de giganți roșii și supergiganți - prezența liniilor de emisie a metalelor, liniile H și K de Ca II, Ca I, benzi de absorbție moleculară. Giganții roșii tipici includ Aldebaran (luminozitate ≈ 160Lʘ, rază ≈ 25Rʘ), iar supergiganții roșii includ Betelgeuse (≈ 7·10 4 Lʘ, ≈ 700Rʘ).
Stelele cad în regiunea diagramei Hertzsprung-Russell, ocupată de giganți și supergiganți roșii, ca urmare a expansiunii învelișului lor după arderea hidrogenului în nucleele stelelor (vezi Evoluția stelelor). Stele cu mase de la ≈ 1 masă solară (Mʘ) la ≈ (8-10) Mʘ devin giganți roșii. Stele cu mase de la ≈ (8-10) Mʘ la ≈ 40 Mʘ se transformă în supergiganți roșii. Inițial, giganții roșii și supergiganții au miezuri de heliu înconjurate de un strat în care are loc arderea termonucleară a hidrogenului. Când temperatura din centrul stelei T c atinge ≈ 2·10 8 K, începe arderea heliului. Epuizarea heliului duce la formarea de nuclee de carbon-oxigen (Fig.), înconjurate de două straturi instabile de ardere - heliu și hidrogen (așa-numiții giganți ai ramului asimptotic). Materia din nucleele giganților roșii este degenerată.
Giganții roșii și supergiganții se caracterizează printr-o ieșire intensă de materie (vânt stelar), al cărei flux poate ajunge la 10 -5 -10 -4 Mʘ pe an. Vântul stelar apare sub influența presiunii radiațiilor, a instabilității pulsaționale și a undelor de șoc în coroanele stelare. Pierderea materiei și răcirea acesteia pot duce la apariția unor uriașe învelișuri circumstelare de gaz-praf care absorb complet radiația vizibilă a stelelor.
Astfel de obiecte emit în domeniul infraroșu al spectrului (așa-numitele stele OH/IR).
Arderea hidrogenului și a heliului în sursele stratificate duce la creșterea maselor nucleelor stelare; nucleii sunt comprimati si T creste. Cu toate acestea, pentru giganții roșii cu mase inițiale ≤(8-10)Mʘ, pierderea de materie duce la faptul că masele nucleelor lor degenerate de carbon-oxigen nu ating valoarea la care este posibilă arderea carbonului și se transformă în pitice albe cu mase ≤Mʘ, care au depășit stadiul de nebuloasă planetară. În nucleele stelelor mai masive, carbonul, oxigenul, neonul, magneziul și siliciul se ard secvenţial, iar procesul de nucleosinteză se termină cu formarea nucleelor de fier (56 Fe) cu o masă de ≈ (1,5-2) Mʘ, care se prăbușește pentru a forma stele neutronice sau găuri negre. Supergiganții roșii prăbușiți apar ca supernove de tip II. Timpul pe care stelele îl petrec în stadiul de giganți roșii sau supergiganți roșii este de aproximativ 10% din durata lor totală de viață.
În rândul giganților și supergiganților roșii se observă stele variabile de diferite tipuri: Miras, variabile semiregulate etc., cu perioade de pulsație de la zeci de zile la câțiva ani și variații de luminozitate până la mai multe magnitudini. Pulsările pot fi fie radiale, fie neradiale. Pulsațiile pot fi suprapuse de undele de șoc care se propagă în învelișurile stelelor.
Stele cu compozitia chimica, aproape de Soare, cu mase inițiale ≥40Mʘ nu ating stadiul de supergianta roșie în timpul evoluției, deoarece deja în stadiul de ardere a hidrogenului în miez pierd cea mai mare parte din învelișul de hidrogen și se deplasează în regiunea Hertzsprung - Russell. diagramă ocupată de stele fierbinți (cu o temperatură efectivă de până la 10 5 K). O stea poate părăsi, de asemenea, regiunea giganților roșii sau supergiganților și se poate muta în regiunea stelelor mai fierbinți dacă face parte dintr-un sistem binar apropiat și își pierde învelișul ca urmare a umplerii lobului Roche.
Lit.: Zeldovich Ya B., Blinnikov S. P., Shakura N. I. Fundamentele fizice ale structurii și evoluției stelelor. M., 1981; Zasov A.V., Postnov K.A. Astrofizică generală. Fryazino, 2006.
Supergiganții sunt unele dintre cele mai masive stele. Masele supergiganților variază de la 10 la 70 de mase solare, luminozitatea - de la 30.000 la sute de mii de mase solare. Razele pot varia foarte mult - de la 30 la 500 și uneori depășesc 1000 solare, apoi pot fi numite și hipergiganți. Din legea Stefan-Boltzmann rezultă că suprafețele relativ reci ale supergiganților roșii eliberează mult mai puțină energie pe unitate de suprafață decât supergiganții albastre fierbinți. Prin urmare, cu aceeași luminozitate, o supergigantă roșie va fi întotdeauna mai mare decât una albastră.
În diagrama Hertzsprung-Russell, care caracterizează relația dintre magnitudinea stelară, luminozitatea, temperatura și clasa spectrală, astfel de corpuri de iluminat sunt situate în partea de sus, indicând o magnitudine aparentă mare (de la +5 la +12) a obiectelor. Lor ciclu de viață mai scurte decât alte stele, deoarece ele ating starea lor la finalul procesului evolutiv, când rezervele de combustibil nuclear se epuizează. În obiectele fierbinți, heliul și hidrogenul se epuizează, iar arderea continuă în detrimentul oxigenului și carbonului și mai departe până la fier.
Stelele mari părăsesc secvența principală atunci când carbonul și oxigenul încep să ardă în nucleele lor - devin supergiganți roșii. Carcasa lor de gaz crește la dimensiuni enorme, răspândindu-se pe milioane de kilometri. Procesele chimice care au loc odată cu pătrunderea convecției din carcasă în miez duc la sinteza elementelor grele ale vârfului de fier, care după explozie se împrăștie în spațiu. Sunt supergiganți roșii care ajung de obicei calea vieții stele și explodează ca o supernovă. Învelișul gazos al stelei dă naștere unei noi nebuloase, iar miezul degenerat se transformă într-o pitică albă. Antares și Betelgeuse sunt cele mai mari obiecte dintre stelele roșii pe moarte.
Fig.74. Discul stelei Betelgeuse. Imaginea telescopului Hubble.
Spre deosebire de cei roșii care supraviețuiesc viata lunga giganții, giganții albaștri sunt stele tinere și fierbinți, masa lor depășind de 10-50 de ori pe cea a Soarelui, iar raza lor de 20-25 de ori. Temperatura lor este impresionantă - este de 20-50 de mii de grade. Suprafața supergiganților albastre se micșorează rapid din cauza compresiei, în timp ce radiația energie internă este în continuă creștere și crește temperatura stelei. Cea mai strălucitoare stea din constelația Orion, Rigel, este un exemplu excelent de supergigant albastră. Masa sa impresionantă este de 20 de ori mai mare decât Soarele, luminozitatea sa este de 130 de mii de ori mai mare.
Fig.75. constelația Orion.
În constelația Cygnus, se observă steaua Deneb - un alt reprezentant al acestei clase rare. Aceasta este o supergiant strălucitoare. Pe cer, această stea îndepărtată poate fi comparată doar cu Rigel în luminozitatea sa. Intensitatea radiației sale este comparabilă cu 196 de mii de sori, raza obiectului depășește steaua noastră de 200 de ori, iar masa sa de 19. Deneb își pierde rapid masa, un vânt stelar de o putere incredibilă își poartă materia în tot Universul. Vedeta a intrat deja într-o perioadă de instabilitate. Deocamdată, luminozitatea sa variază în amplitudine mică, dar în timp va deveni pulsatorie. După epuizarea aprovizionării cu elemente grele care mențin nucleul stabil, Deneb, ca și alți supergiganți albaștri, va deveni supernovă, iar miezul său masiv va deveni o gaură neagră.
Hipergiganții sunt puțin mai mari decât supergiganții ca dimensiune, dar în același timp predomină în masă de zeci de ori, iar luminozitatea lor ajunge de la 500 de mii la 5 milioane de luminozități solare. Aceste stele au cea mai scurtă viață, uneori ridicându-se la sute de mii de ani. Aproximativ 10 astfel de obiecte luminoase și puternice au fost găsite în galaxia noastră.
Fig.76. Deneb.
Cea mai strălucitoare stea de până acum (și cea mai masivă) este considerată a fi R136a1. Deschiderea sa a fost anunțată în 2010. Este o stea Wolf-Rayet cu o luminozitate de aproximativ 8.700.000 solară și o masă de 265 de ori mai mare decât steaua noastră de acasă. Odată masa sa a fost de 320 solare. R136a1 face de fapt parte dintr-un grup dens de stele numit R136, situat în Marele Nor Magellanic. Potrivit lui Paul Crowther, unul dintre descoperitori, „Planetele durează mai mult să se formeze decât o stea ca aceasta durează mai mult să trăiască și să moară. Chiar dacă ar exista planete acolo, nu ar fi astronomi pe ele, pentru că cerul nopții era la fel de strălucitor ca cerul din timpul zilei”.
Fig.77. Prelucrarea computerizată a unei fotografii a stelei R136a1.