Сверхгигант

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела с указанной областью, занимаемой сверхгигантами

Сверхгиганты — одни из наиболее ярких, крупных и массивных звёзд, светимость которых может в миллионы раз превышать солнечную, а радиус — в тысячи раз. Эти звёзды занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга — Рассела и составляют класс светимости I. У них наблюдается сильный звёздный ветер, практически все они переменны.

Сверхгиганты — молодые и короткоживущие звёзды, относящиеся к населению I. Они качественно отличаются от менее массивных звёзд ходом своей эволюции. Сверхгиганты способны поддерживать в своих недрах такие термоядерные реакции, для прохождения которых необходимы высокие температуры и плотности, и синтезировать тяжёлые элементы, вплоть до железа. В какой-то момент ядро звезды коллапсирует, выделяется большое количество энергии, внешние слои уносятся и наблюдается взрыв сверхновой типа II, а от звезды остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра. Сверхгиганты и порождаемые ими сверхновые — основной источник гелия и альфа-элементов, выбрасываемых в межзвёздную среду.

Характеристики

В скоплении NGC 4755 содержится красный сверхгигант и четыре голубых

Сверхгиганты отличаются от других звёзд очень большой светимостью и размерами и занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга ― РасселаШаблон:Sfn. Светимости таких звёзд составляют от десятков тысяч до миллионов светимостей Солнца, соответственно, абсолютные звёздные величины в среднем варьируются от −4^m до −8^m. Радиусы таких звёзд могут составлять от 20 Шаблон:Ro до нескольких тысяч — наиболее крупные сверхгиганты, оказавшись на месте Солнца, заполнили бы пространство до орбиты Юпитера.

Температуры на поверхности сверхгигантов варьируют в широком диапазоне: встречаются сверхгиганты спектральных классов от O до M, по этой причине выделяют голубые, жёлтые и красные сверхгиганты. Абсолютное большинство сверхгигантов принадлежит классу B — их больше, чем всех остальных, вместе взятых. Красные сверхгиганты — наиболее крупные, но из-за более низкой температуры поверхности имеют в среднем такую же светимость, как жёлтые и голубые. Сверхгиганты составляют класс светимости I, который делится на подклассы Ia и Ib, относящиеся соответственно к более ярким и менее ярким сверхгигантам. Сверхгиганты с наибольшей светимостью выделяются в отдельный тип ― гипергигантыШаблон:Sfn. К голубым сверхгигантам относится Ригель, к красным ― Бетельгейзе, к жёлтым — Полярная звезда.

Звёзды, которые становятся сверхгигантами в ходе своей эволюции (см. нижеШаблон:Переход), имеют начальную массу не менее 8―10 Шаблон:MoШаблон:Sfn. Из этого следует, что сверхгиганты ― очень молодые звёзды, их срок жизни не превышает миллионы лет. Они принадлежат тонкому диску Галактики и относятся к населению IШаблон:Sfn.

Из-за большого радиуса сверхгиганты имеют малое ускорение свободного падения — у красных сверхгигантов оно может составлять Шаблон:E м/с², и очень низкие плотностиШаблон:Sfn ― наименьшие у красных сверхгигантов, около Шаблон:E г/см³. Это приводит к тому, что спектры этих звёзд имеют очень узкие и глубокие спектральные линии, а у самих сверхгигантов наблюдается сильный звёздный ветер и частые выбросы вещества в космосШаблон:Sfn.

Практически все сверхгиганты являются переменными звёздами различных типов. Например, голубые сверхгиганты могут быть яркими голубыми переменными, жёлтые — классическими цефеидами, а красные — миридамиШаблон:SfnШаблон:Sfn.

Эволюция

Химический состав сверхгиганта в конце эволюции (не в масштабе)

Эволюция сверхгигантов также отличается от эволюции менее массивных звёзд. Звёзды, в ядрах которых исчерпался водород, сходят с главной последовательности и продолжают сжигать его в оболочке вокруг ядра. На этом этапе появляются различия: если звёзды с массой менее 10 Шаблон:Mo доходят до предела Хаяси и вступают на ветвь красных гигантов, после чего начинают горение гелия в ядре, то у более массивных звёзд гелий загорается ещё тогда, когда звезда не дошла до предела Хаяси, имеет достаточно высокую температуру и является голубым сверхгигантом. При этом массивные звёзды не сильно увеличивают светимость, так как у них она уже близка к критической, хотя и увеличиваются в размере и продолжает постепенно охлаждатьсяШаблон:SfnШаблон:SfnШаблон:Sfn.

После исчерпания гелия в ядре звезды там постепенно начинается ядерное горение углерода, а гелий продолжает сгорать вокруг ядра. Дальше, аналогичным образом, в ядре начинают происходить другие ядерные реакции и вырабатываться новые элементы, вплоть до железа (см. нижеШаблон:Переход). В звезде образуется множество слоёв из разных химических элементов, на границах которых происходят ядерные реакцииШаблон:SfnШаблон:Sfn. Продолжительность стадии сверхгиганта составляет около десятой части и без того короткого срока жизни звезды — не более миллионов лет, причём бо́льшую часть этого времени звезда сжигает в ядре гелий, а остальные фазы нуклеосинтеза длятся не более нескольких тысяч летШаблон:Sfn.

В наиболее массивных звёздах асимптотической ветви гигантов — с массами 8—10 Шаблон:Mo — на определённом этапе их эволюции накапливается достаточно углерода и происходит углеродная детонация, в результате которой звезда, если остаётся целой, также начинает сжигать углерод и эволюционирует как сверхгигантШаблон:SfnШаблон:SfnШаблон:Sfn. Такие звёзды считаются промежуточными между более массивными сверхгигантами и менее массивными звёздами асимптотической ветви гигантов.

В любом случае, внешне наблюдаемая эволюция может идти по-разному и зависит от множества факторов. Если звезде удаётся сохранить свои внешние оболочки, то её расширение продолжается, она краснеет и становится сначала жёлтым, а затем красным сверхгигантом. Если же звезда лишается бо́льшей части оболочки из-за сильного звёздного ветра или притяжения другой звезды в тесной двойной системе, она повышает температуру и снова может стать голубым сверхгигантом или даже звездой Вольфа — Райе. Тем не менее, потеря части оболочки не препятствует повторному расширению звезды и превращению её в красный сверхгигантШаблон:SfnШаблон:Sfn.

Нуклеосинтез

Различные стадии нуклеосинтеза в ядрах звёзд разной массыШаблон:Sfn

Стадия	Продолжительность стадии в годах
	15 Шаблон:Mo	20 Шаблон:Mo	25 Шаблон:Mo
Горение водорода	1,1Шаблон:E	7,5Шаблон:E	5,9Шаблон:E
Горение гелия	1,4Шаблон:E	9,3Шаблон:E	6,8Шаблон:E
Горение углерода	2600	1400	970
Горение неона	2,0	1,5	0,77
Горение кислорода	2,5	0,79	0,33
Горение кремния	0,29	0,031	0,023

Процессы нуклеосинтеза в сверхгигантах сложны и разнообразны. В их ядрах последовательно происходят различные реакции, в которых вырабатываются химические элементы, вплоть до железа: его создают звёзды с массами не менее 10—15 Шаблон:Mo. Синтез более тяжёлых элементов энергетически невыгоден, поэтому идти не можетШаблон:SfnШаблон:Sfn.

Одна из особенностей этих процессов состоит в том, что последние стадии нуклеосинтеза завершаются очень быстро — за срок порядка или меньше нескольких лет. При этом время, за которое звезда может достаточно изменить размер, температуру и светимость, соответствует тепловой временной шкале, которая для сверхгигантов составляет около Шаблон:E—Шаблон:E лет. Следовательно, при этих процессах внешние характеристики звезды практически не меняются, а значительную роль в переносе возросшего потока энергии из ядра начинает играть нейтринное излучениеШаблон:Sfn.

Горение углерода

После того, как в ядре звезды исчерпывается гелий, оно сжимается, и, при достижении температуры 0,3—1,2Шаблон:E K в нём начинается ядерное горение углеродаШаблон:Sfn:

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{12}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}12}\mathrm{C}+{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{12}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}12}\mathrm{C}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}24}\mathrm{M}\mathrm{g}$

Изотоп магния находится в возбуждённом состоянии, поэтому может распадаться по одному из приведённых путейШаблон:Sfn:

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}24}\mathrm{M}\mathrm{g}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{23}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}23}\mathrm{M}\mathrm{g}+\mathrm{n}$

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}24}\mathrm{M}\mathrm{g}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{20}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}20}\mathrm{N}\mathrm{e}+\mathrm{\alpha }$

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}24}\mathrm{M}\mathrm{g}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{23}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}23}\mathrm{N}\mathrm{a}+\mathrm{p}$

Также именно во время этой стадии нейтрино начинают играть решающую роль в переносе энергии из ядраШаблон:Sfn.

Горение неона

К моменту, когда горение углерода завершается, ядро звезды состоит в основном из кислорода (0,7 массы ядра), неона (0,2—0,3 массы ядра) и магния. Среди этих частиц наименьший кулоновский барьер имеет кислород, но, благодаря наличию в ядре фотонов с высокими энергиями, эндотермические реакции с участием неона становятся доступны при меньшей температуре в 1,2—1,9Шаблон:E KШаблон:Sfn:

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{20}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}20}\mathrm{N}\mathrm{e}+\mathrm{\gamma }⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}16}\mathrm{O}+\mathrm{\alpha }$

Тем не менее, энерговыделение от остальных реакций, идущих в то же время, делает стадию горения неона экзотермическойШаблон:Sfn.

Горение кислорода

Когда температура в ядре достигает 1,5—2,6Шаблон:E K, запускается ядерное горение кислородаШаблон:Sfn:

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}16}\mathrm{O}+{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}16}\mathrm{O}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{32}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}32}\mathrm{S}$

Ядро серы может распадаться следующим образомШаблон:Sfn:

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{32}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}32}\mathrm{S}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{31}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}31}\mathrm{S}+\mathrm{n}$

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{32}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}32}\mathrm{S}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{31}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}31}\mathrm{P}+\mathrm{p}$

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{32}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}32}\mathrm{S}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{30}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}30}\mathrm{P}+{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{2}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}2}\mathrm{D}$

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{32}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}32}\mathrm{S}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}28}\mathrm{S}\mathrm{i}+\mathrm{\alpha }$

Горение кремния

Ядерное горение кремния начинается, когда температура в ядре достигает 2,3Шаблон:E K, при этом формируется железо. Часть кремния проходит через реакции фотодезинтеграцииШаблон:Sfn:

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}28}\mathrm{S}\mathrm{i}+\mathrm{\gamma }⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}24}\mathrm{M}\mathrm{g}+\mathrm{\alpha }$

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{24}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}24}\mathrm{M}\mathrm{g}+\mathrm{\gamma }⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{20}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}20}\mathrm{N}\mathrm{e}+\mathrm{\alpha }$

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{20}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}20}\mathrm{N}\mathrm{e}+\mathrm{\gamma }⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}16}\mathrm{O}+\mathrm{\alpha }$

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{16}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}16}\mathrm{O}+\mathrm{\gamma }⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{12}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}12}\mathrm{C}+\mathrm{\alpha }$

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{12}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}12}\mathrm{C}+\mathrm{\gamma }⟶3\mathrm{\alpha }$

Альфа-частицы, образованные таким образом, участвуют в альфа-процессе, конечным продуктом которого являются ядра никеля. Его ядра в результате двойного бета-распада превращаются в ядра железаШаблон:Sfn:

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}28}\mathrm{S}\mathrm{i}+7\mathrm{\alpha }⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{56}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}56}\mathrm{N}\mathrm{i}$

${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{56}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}56}\mathrm{N}\mathrm{i}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{56}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}56}\mathrm{F}\mathrm{e}+2\mathrm{\beta }$

Прямая же реакция ${\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}28}\mathrm{S}\mathrm{i}+{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{28}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}28}\mathrm{S}\mathrm{i}⟶{\phantom{A}}_{\phantom{}}^{\phantom{56}}{\phantom{A}}_{\phantom{2}}^{\phantom{2}56}\mathrm{N}\mathrm{i}$ маловероятна из-за того, что кулоновский барьер для неё слишком велик.

Вместе с тем образуемые элементы расщепляются в результате фотодезинтеграции, но равновесие между синтезом и расщеплением всех элементов в ядре достигается только тогда, когда ядро по большей части становится железным. Это состояние называется ядерным статистическим равновесием (Шаблон:Lang-en)Шаблон:Sfn.

Коллапс ядра

Когда ядро звезды достигает ядерного статистического равновесия, из-за процессов фотодиссоциации и релятивистских эффектов показатель адиабаты для её ядра падает ниже 4/3. Как следствие теоремы вириала, ядро оказывается неспособным уравновешивать свой вес давлением и начинает сжиматься. Первоначально сжатие происходит не очень быстро — в тепловой временной шкале, при этом также значительно возрастает нейтринный потокШаблон:SfnШаблон:SfnШаблон:Sfn. Однако звёзды с массами 8—10 Шаблон:Mo могут избежать этого, и, лишившись оболочки, превратиться в планетарную туманность, а затем в белый карлик, как звёзды асимптотической ветви гигантовШаблон:Sfn.

По мере уплотнения ядра в нём начинает происходить нейтронизация вещества, и электронов в нём становится меньше. Так как свободные электроны вносят значительный вклад в давление, то нейтронизация уменьшает давление в ядре, и сжатие ускоряется. Кроме того, фотодиссоциация приводит к появлению ещё большего числа альфа-частиц, и показатель адиабаты дополнительно уменьшается. Ядро начинает коллапсировать и за несколько миллисекунд достигает плотности порядка Шаблон:S³ — это плотность нейтронной звездыШаблон:Sfn.

В этот момент материал становится несжимаемым, и коллапс резко прекращается. Ядро при этом отскакивает и сталкивается со внешними слоями, порождая ударную волну, энергия которой составляет порядка Шаблон:E—Шаблон:E Дж. С учётом того, что в такой плотной среде нейтрино уже не могут покинуть ядро и унести часть энергии, ударная волна с большой скоростью сбрасывает оболочку звезды — получается взрыв сверхновой типа II, а от звезды остаётся нейтронная звезда или чёрная дыраШаблон:Sfn.

Взрыв сверхновой приводит к тому, что окружающее пространство обогащается элементами, которые были выработаны в течение жизни звезды, а также во время вспышки сверхновой при взрывном нуклеосинтезе. Количественное определение массы выброшенного вещества затруднительно, но известно, что сверхновые, порождаемые сверхгигантами — основной поставщик гелия и альфа-элементов в межзвёздную средуШаблон:Sfn.

Литература

• Шаблон:Книга
• Шаблон:Книга
• Шаблон:Книга
• Шаблон:Книга