Википедија

Син суперџин

Синиот суперџин ( БСГ ) е жешка, светла ѕвезда, честопати наречена суперџин ОБ. На овој начин се дефинираат ѕвездите со класа на сјајност I и спектрална класа B9 или уште порана класа,[1] иако понекогаш суперџиновите од А-класа се сметаат и за сини суперџинови.

На Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм сините суперџинови се сместени горе лево, над и десно од главната низа. По аналогија на црвената џиновска гранка за ѕвезди со мала маса, овој регион се нарекува и сина џиновска гранка .[2] Според својата големина овој тип на ѕвезди се поголеми од Сонцето, но помали од црвениот суперџин, а нивната површинска температури е од 10.000–50.000 келвини со сјајност почнувајќи од околу 10.000 до милион пати поголема од таа на Сонцето. Тие најчесто се еволутивна фаза помеѓу ѕвездите од главната низа со голема маса и спојување на водород и црвените суперџинови кои се спојуваат со хелиум,[3][4][5] иако новото истражување сугерирало дека тие би можеле да бидат резултат на спојување на ѕвездите . Мнозинството суперџинови се исто така сини (Б-тип) суперџинови; сините суперџинови од класите O9.5 до B2 се уште почести од сличните на нив од главната низа.[6] Забележани се повеќе сини суперџинови од пост-главната низа отколку што се очекувало од теоретските модели, кои очекувале дека сините суперџинови ќе бидат краткотрајни. Ова резултира со проблемот на синиот суперџин, иако необичните ѕвездени ентериери (како што се пожешките сини суперџинови кои имаат преголеми јадра што се спојуваат со водород и поладните со мали јадра што се спојуваат со хелиум) може да го објаснат ова.[7]

Формирање

уреди
 
Ригел и маглината IC 2118 која ја осветлува.

Некогаш се верувало дека сините суперџинови потекнуваат од „хранење“ со меѓуѕвездениот медиум кога ѕвездите минувале низ меѓуѕвездени облаци од прашина,[8][9] иако сегашниот консензус е дека сините суперџинови се еволуирани ѕвезди со голема маса, поголеми и посјајни отколку ѕвездите од главната низа . Ѕвезди од типот О и раните Б-тип со почетна маса околу 10-300 сончеви маси еволуирале далеку од главната низа за само неколку милиони години бидејќи нивниот водород се трошел и тешките елементи (со атомски броеви од 26 (Fe) и помалку) почнувале да се појавуваат во близина на површината на ѕвездата. Овие ѕвезди обично станувале сини суперџинови, иако е можно некои од нив (особено помасивните) да еволуираат директно до ѕвездите на Волф-Рајет .

Проширувањето во фазата на суперџин се случува кога водородот во јадрото на ѕвездата е исцрпен и започнува согорувањето на водородната обвивка, но исто така може да биде предизвикано бидејќи тешките елементи се провлекуваат до површината со конвекција и губењето на масата поради зголемениот притисок на зрачењето.[10]

Сините суперџинови се ново еволуирани од главната низа, имаат екстремно висока осветленост, високи стапки на загуба на маса и генерално се нестабилни. Многу од нив стануваат светлечки сини променливи (LBV) со епизоди на екстремно губење на масата. Сините суперџинови со помала маса продолжуваат да се шират додека не станат црвени суперџинови. Во тој процес тие мора да поминат извесно време како жолти суперџинови или жолти хиперџинови, но оваа експанзија се случува за само неколку илјади години и затоа овие ѕвезди се ретки. Црвените суперџинови со поголема маса ги разнесуваат нивните надворешни атмосфери и еволуираат назад во сини суперџинови, а можеби и понатаму до ѕвездите на Волф-Рајет.[11][12] Во зависност од точната маса и составот на црвениот суперџин, тој може да изврши голем број сини јамки пред или да експлодира како супернова од типот II или конечно да исфрли доволно од нејзините надворешни слоеви за повторно да стане син суперџин, помалку прозрачен од првиот пат, а со тоа и понестабилна.[13] Ако таква ѕвезда може да помине низ жолтата еволутивна празнина, се очекува да стане една од LBV со помала сјајност.[14]

Најмасивните сини суперџинови се премногу светли за да задржат обемна атмосфера и никогаш не се прошируваат во црвен суперџин. Линијата на поделба е приближно 40 сончеви маси , иако најкул и најголемите црвени суперџинови се развиваат од ѕвезди со почетна маса од 15-25 сончеви маси . Сè уште не е јасно дали помасивните сини суперџинови можат да изгубат доволно маса за безбедно да еволуираат во старост како ѕвезда на Волф Рајет и конечно да дојдат до фазата на бело џуџ, или ќе стигнат до фазата на Волф Раје и ќе експлодираат како супернови .[15]

Предците на суперновата најчесто се црвени суперџинови и се верувало дека само црвените суперџинови можат да експлодираат како супернови. SN 1987A, сепак, ги принудила астрономите да ја преиспитаат оваа теорија, бидејќи нејзиниот прогениор, Sanduleak -69° 202, бил B3 син суперџин.[16] Сега е познато од набљудувањето дека речиси секоја класа на еволуирани ѕвезди со голема маса, вклучувајќи ги сините и жолтите суперџинови, може да експлодираат како супернова, иако теоријата сè уште бара начин да ги објасни деталите за појавата.[17] Додека повеќето супернови се од релативно хомоген тип II-P и се произведени од црвени суперџинови, забележано е дека сините суперџинови произведуваат супернови со широк опсег на сјајности, времетраење и спектрални типови, понекогаш суб-светлечки како SN 1987A, понекогаш супер- светлечки како што се многу супернови од типот IIn.[18][19][20]

Својства

уреди
 
Спектар на ѕвезда Б2.

Поради нивните екстремни маси тие имаат релативно краток животен век и главно се забележани во младите космички структури како што се расеаните јата, краците на спиралните галаксии и во неправилните галаксии . Тие ретко се забележани во јадра на спирални галаксии, елиптични галаксии или збиени јата, од кои повеќето се верува дека се составени од постари ѕвезди, иако неодамна било откриено дека јадрото на Млечниот Пат е дом на неколку масивни расеани јата и поврзани млади жешки ѕвезди.[21]

Најпознат пример е Ригел, најсветлата ѕвезда во соѕвездието Орион . Неговата маса е околу 20 пати поголема од Сонцето, а неговата сјајност е околу 117.000 пати поголема. И покрај нивната реткост и нивниот краток живот, тие се многу репрезентативни меѓу ѕвездите кои може да ги видиме со голо око; нивната огромна осветленост е повеќе од доволна за да се компензира нивниот недостаток. </link>[ потребен е цитат ]

Сините суперџинови имаат брзи ѕвездени ветрови, а најсветлите, наречени хиперџинови, имаат спектри доминирани од емисиони линии што укажуваат на силна загуба на маса предизвикана од континуум. Сините суперџинови покажуваат различни количини на тешки елементи во нивните спектри, во зависност од нивната старост и ефикасноста со која производите од нуклеосинтезата во јадрото се конвектираат до површината. Брзо ротирачките суперџинови можат многу да се мешаат и да покажат високи пропорции на хелиум и уште потешки елементи додека сè уште гори водород во јадрото; овие ѕвезди покажуваат спектри многу слични на ѕвездата на Волф Рајет.[се бара извор]</link>[ потребен е цитат ]

Многу сини суперџинови се Алфа Лебед променливи .[22]

Додека ѕвездениот ветер од црвениот суперџин е густ и бавен, ветерот од синиот суперџин е брз, но редок. Кога црвениот суперџин стануваат син суперџин, побрзиот ветер што го произведува влијае на веќе испуштениот бавен ветер и предизвикува кондензирањето на материјалот што истекува во тенка обвивка. Во некои случаи, може да се видат неколку концентрични слаби школки од последователни епизоди на губење на маса, или претходни сини јамки од фазата на црвениот суперџин, или ерупции како што се изливите на LBV.[23]

Примери

уреди
  • Ригел (β Орионис), син (Б-тип) суперџин, за кој се верува дека еволуирал во фазата на црвениот суперџин [24]
  • Денеб (Алфа Лебед), син (А-тип) суперџин,[25] се верува дека еволуира до фазата на црвениот суперџин [26]
  • Ми Стрелец, повеќекратен ѕвезден систем кој содржи суперџин од типот Б
  • Алнитак, син суперџин од типот О
  • Ета Големо Куче, син суперџин од спектрален тип B5Ia
  • UW Големо Куче (UW CMa), два сини (О-тип) суперџина во бинарен систем
  • Зета Крма (Naos), син (О-тип) суперџин, спектрален тип O4I(n)fp
  • Алнилам (Епсилон Орион) суперџин од Б-тип, спектрален тип B0Ia, централна ѕвезда на Орионовиот појас
  • Саиф (Капа Орион) суперџин од Б-тип, спектрален тип B0.5Ia
  • Хи2 Орион B-тип на суперџин, спектрален тип B2Ia
  • 5 Персеј, суперџин од типот Б, спектрален тип B5Ia
  • 10 Персеј, суперџин од типот Б, спектрален тип B2Ia
  • Омикрон² Големо Куче, суперџин од типот Б, спектрален тип B3Ia
  • Ламбда Кефеј, суперџин од типот Б, спектален тип O6.5I(n)fp
  • 4 Гуштер, суперџин од типот Б, спектрален тип B9Iab, за кој се верува дека е во сина јамка [2]
  • Ни Кефеј, суперџин од типот А, спектрален тип A2Ia
  • Алфа Жирафа, суперџин од типот О, спектален тип O9Ia
  • Сигма Лебед, суперџин од типот А, спектален тип A0Ia

Наводи

уреди
  1. ↑ Massey, P.; Puls, J.; Pauldrach, A. W. A.; Bresolin, F.; Kudritzki, R. P.; Simon, T. (2005). „The Physical Properties and Effective Temperature Scale of O-Type Stars as a Function of Metallicity. II. Analysis of 20 More Magellanic Cloud Stars and Results from the Complete Sample“. The Astrophysical Journal. 627 (1): 477–519. arXiv:astro-ph/0503464. Bibcode:2005ApJ...627..477M. doi:10.1086/430417.
  2. ↑ 2,0 2,1 Yüce, Kutluay (2005-01-01). „Spectral Analysis of 4 Lacertae and ν Cephei“. Baltic Astronomy. 14: 51–82. Bibcode:2005BaltA..14...51Y. ISSN 1021-6766.
  3. ↑ Wagle, Gururaj A.; Ray, Alak; Raghu, Adarsh (May 2020). „Type IIP Supernova Progenitors. III. Blue to Red Supergiant Ratio in Low-metallicity Models with Convective Overshoot“. The Astrophysical Journal (англиски). 894 (2): 118. arXiv:2004.14419. Bibcode:2020ApJ...894..118W. doi:10.3847/1538-4357/ab8bd5. ISSN 0004-637X.
  4. ↑ Gordon, Michael S.; Humphreys, Roberta M. (December 2019). „Red Supergiants, Yellow Hypergiants, and Post-RSG Evolution“. Galaxies (англиски). 7 (4): 92. arXiv:2009.05153. Bibcode:2019Galax...7...92G. doi:10.3390/galaxies7040092. ISSN 2075-4434.
  5. ↑ Vamvatira-Nakou, C.; Hutsemékers, D.; Royer, P.; Nazé, Y.; Magain, P.; Exter, K.; Waelkens, C.; Groenewegen, M. a. T. (2013-09-01). „Herschel imaging and spectroscopy of the nebula around the luminous blue variable star WRAY 15-751“. Astronomy & Astrophysics (англиски). 557: A20. arXiv:1307.0759. Bibcode:2013A&A...557A..20V. doi:10.1051/0004-6361/201321853. ISSN 0004-6361.
  6. ↑ Sowell, J. R.; Trippe, M.; Caballero-Nieves, S. M.; Houk, N. (2007-07-18). „H-R Diagrams Based on the HD Stars in the Michigan Spectral Catalogue and the Hipparcos Catalog“. The Astronomical Journal (англиски). 134 (3): 1089. Bibcode:2007AJ....134.1089S. doi:10.1086/520060. ISSN 1538-3881.
  7. ↑ Bellinger, Earl Patrick; de Mink, Selma E.; van Rossem, Walter E.; Justham, Stephen (2024). „The Potential of Asteroseismology to Resolve the Blue Supergiant Problem“. The Astrophysical Journal. 967 (2): L39. arXiv:2311.00038. Bibcode:2024ApJ...967L..39B. doi:10.3847/2041-8213/ad4990.
  8. ↑ Galaxy v23n06 (1965 08).
  9. ↑ Koberlein, Brian (2024-03-26). „Merging Stars Can Lead to Blue Supergiants“. Universe Today (англиски). Посетено на 2024-03-28.
  10. ↑ Eggenberger, P.; Meynet, G.; Maeder, A. (2009). „Modelling massive stars with mass loss“. Communications in Asteroseismology. 158: 87. Bibcode:2009CoAst.158...87E.
  11. ↑ Origlia, L.; Goldader, J. D.; Leitherer, C.; Schaerer, D.; Oliva, E. (1999). „Evolutionary Synthesis Modeling of Red Supergiant Features in the Near-Infrared“. The Astrophysical Journal. 514 (1): 96–108. arXiv:astro-ph/9810017. Bibcode:1999ApJ...514...96O. doi:10.1086/306937.
  12. ↑ Neugent; Philip Massey; Brian Skiff; Georges Meynet (2012). „Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud“. The Astrophysical Journal. 749 (2): 177. arXiv:1202.4225. Bibcode:2012ApJ...749..177N. doi:10.1088/0004-637X/749/2/177.
  13. ↑ Maeder, A.; Meynet, G. (2001). „Stellar evolution with rotation. VII“. Astronomy and Astrophysics. 373 (2): 555–571. arXiv:astro-ph/0105051. Bibcode:2001A&A...373..555M. doi:10.1051/0004-6361:20010596.
  14. ↑ Stothers, R. B.; Chin, C. W. (2001). „Yellow Hypergiants as Dynamically Unstable Post–Red Supergiant Stars“. The Astrophysical Journal. 560 (2): 934. Bibcode:2001ApJ...560..934S. doi:10.1086/322438. |hdl-access= бара |hdl= (help)
  15. ↑ Georges Meynet; Cyril Georgy; Raphael Hirschi; Andre Maeder; Phil Massey; Norbert Przybilla; Fernanda Nieva (2011). „Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective“. Bulletin de la Société Royale des Sciences de Liège. 80 (39): 266–278. arXiv:1101.5873. Bibcode:2011BSRSL..80..266M.
  16. ↑ Грешка во Lua во Модул:Citation/CS1/Identifiers, ред 500: wrong number of arguments to 'insert'
  17. ↑ Gal-Yam, A.; Leonard, D. C. (2009). „A Massive Hypergiant Star as the Progenitor of the Supernova SN 2005gl“ (PDF). Nature. 458 (7240): 865–867. Bibcode:2009Natur.458..865G. doi:10.1038/nature07934. PMID 19305392. Архивирано од изворникот (PDF) на 2016-03-03. Посетено на 2015-08-28.
  18. ↑ Mauerhan; Nathan Smith; Alexei Filippenko; Kyle Blanchard; Peter Blanchard; Casper; Bradley Cenko; Clubb; Daniel Cohen (2012). „The Unprecedented Third Outburst of SN 2009ip: A Luminous Blue Variable Becomes a Supernova“. American Astronomical Society Meeting Abstracts #221. 221: 233.03. arXiv:1209.6320. Bibcode:2013AAS...22123303M. doi:10.1093/mnras/stt009.
  19. ↑ Kleiser, I.; Poznanski, D.; Kasen, D.; и др. (2011). „The Peculiar Type II Supernova 2000cb“. Bulletin of the American Astronomical Society. 43: 33726. Bibcode:2011AAS...21733726K.
  20. ↑ Georgy, C. (2012). „Yellow supergiants as supernova progenitors: An indication of strong mass loss for red supergiants?“. Astronomy & Astrophysics. 538: L8–L2. arXiv:1111.7003. Bibcode:2012A&A...538L...8G. doi:10.1051/0004-6361/201118372.
  21. ↑ Figer, D. F.; Kim, S. S.; Morris, M.; Serabyn, E.; Rich, R. M.; McLean, I. S. (1999). „Hubble Space Telescope/NICMOS Observations of Massive Stellar Clusters near the Galactic Center“ (PDF). The Astrophysical Journal. 525 (2): 750. arXiv:astro-ph/9906299. Bibcode:1999ApJ...525..750F. doi:10.1086/307937.
  22. ↑ Saio, H.; Georgy, C.; Meynet, G. (2013). „Strange-Mode Instability for Micro-Variations in Luminous Blue Variables“. Progress in Physics of the Sun and Stars: A New Era in Helio- and Asteroseismology. Proceedings of a Fujihara Seminar held 25–29 November. Astronomical Society of the Pacific Conference Series. 479. стр. 47. arXiv:1305.4728. Bibcode:2013ASPC..479...47S.
  23. ↑ Chiţǎ, S. M.; Langer, N.; Van Marle, A. J.; García-Segura, G.; Heger, A. (2008). „Multiple ring nebulae around blue supergiants“. Astronomy and Astrophysics. 488 (2): L37. arXiv:0807.3049. Bibcode:2008A&A...488L..37C. doi:10.1051/0004-6361:200810087.
  24. ↑ Przybilla, N.; Butler, K.; Becker, S. R.; Kudritzki, R. P. (2005-09-22). „Quantitative Spectroscopy of BA-type Supergiants“. arXiv.org (англиски). Посетено на 2024-08-01.
  25. ↑ „Deneb | Blue Supergiant, Cygnus Constellation & Alpha Cygni | Britannica“. www.britannica.com (англиски). Посетено на 2024-03-19.
  26. ↑ Schiller, Florian; Przybilla, Norbert (2007-12-01). „Quantitative spectroscopy of Deneb“. arXiv.org (англиски). Посетено на 2024-08-01.
Преземено од „https://mk.wikipedia.org/w/index.php?title=Син_суперџин&oldid=5263843“