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

Сверхгиганты отличаются от других звёзд очень большой светимостью и размерами и занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга ― Рассела . 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 R _⊙ 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 ― гипергиганты . К голубым сверхгигантам относится Ригель , к красным ― Бетельгейзе , к жёлтым — Полярная звезда .

Звёзды, которые становятся сверхгигантами в ходе своей эволюции (см. ниже ), имеют начальную массу не менее 8―10 M _⊙ . Из этого следует, что сверхгиганты ― очень молодые звёзды, их срок жизни не превышает миллионы лет . Они принадлежат тонкому диску Галактики и относятся к населению I .

Из-за большого радиуса сверхгиганты имеют малое ускорение свободного падения — у красных сверхгигантов оно может составлять 10 ⁻² м/с ² , и очень низкие плотности ― наименьшие у красных сверхгигантов, около 10 ⁻⁷ г/см ³ . 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 космос .

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

Эволюция

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 M _⊙ 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 охлаждаться .

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. ниже ). В звезде образуется множество слоёв из разных химических элементов, на границах которых происходят ядерные реакции . Продолжительность стадии сверхгиганта составляет около десятой части и без того короткого срока жизни звезды — не более миллионов лет, причём большую часть этого времени звезда сжигает в ядре гелий, а остальные фазы нуклеосинтеза длятся не более нескольких тысяч лет .

В наиболее массивных звёздах асимптотической ветви гигантов — с массами 8—10 M _⊙ — 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 сверхгигант . 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 большей 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 сверхгигант .

Нуклеосинтез

Различные стадии нуклеосинтеза в ядрах звёзд разной массы

Стадия	Продолжительность стадии в годах
	15 M ⊙	20 M ⊙	25 M ⊙
Горение водорода	1,1⋅10 7	7,5⋅10 6	5,9⋅10 6
Горение гелия	1,4⋅10 6	9,3⋅10 5	6,8⋅10 5
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 M _⊙ . Синтез более тяжёлых элементов энергетически невыгоден, поэтому идти не может .

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 10 ² —10 ³ лет. Следовательно, при этих процессах внешние характеристики звезды практически не меняются, а значительную роль в переносе возросшего потока энергии из ядра начинает играть нейтринное излучение .

Горение углерода

После того, как в ядре звезды исчерпывается гелий, оно сжимается, и, при достижении температуры 0,3—1,2⋅10 ⁹ K в нём начинается ядерное горение углерода :

${\displaystyle {\ce {^{12}C + ^{12}C -> ^{24}Mg}}}$

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

${\displaystyle {\ce {^{24}Mg -> ^{23}Mg + n}}}$

${\displaystyle {\ce {^{24}Mg -> ^{20}Ne + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{24}Mg -> ^{23}Na + p}}}$

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

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—1,9⋅10 ⁹ K :

${\displaystyle {\ce {^{20}Ne + \gamma -> ^{16}O + \alpha}}}$

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

Горение кислорода

Когда температура в ядре достигает 1,5—2,6⋅10 ⁹ K , запускается ядерное горение кислорода :

${\displaystyle {\ce {^{16}O + ^{16}O -> ^{32}S}}}$

Ядро серы может распадаться следующим образом :

${\displaystyle {\ce {^{32}S -> ^{31}S + n}}}$

${\displaystyle {\ce {^{32}S -> ^{31}P + p}}}$

${\displaystyle {\ce {^{32}S -> ^{30}P + ^2D}}}$

${\displaystyle {\ce {^{32}S -> ^{28}Si + \alpha}}}$

Горение кремния

Ядерное горение кремния начинается, когда температура в ядре достигает 2,3⋅10 ⁹ K , при этом формируется железо . Часть кремния проходит через реакции фотодезинтеграции :

${\displaystyle {\ce {^{28}Si + \gamma -> ^{24}Mg + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{24}Mg + \gamma -> ^{20}Ne + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{20}Ne + \gamma -> ^{16}O + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{16}O + \gamma -> ^{12}C + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{12}C + \gamma -> 3 \alpha}}}$

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 железа :

${\displaystyle {\ce {^{28}Si + 7 \alpha -> ^{56}Ni}}}$

${\displaystyle {\ce {^{56}Ni -> ^{56}Fe + 2\beta}}}$

Прямая же реакция ${\displaystyle {\ce {^{28}Si + ^{28}Si -> ^{56}Ni}}}$ 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 ( англ. nuclear statistical eqilibrium ) .

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 поток . Однако звёзды с массами 8—10 M _⊙ могут избежать этого, и, лишившись оболочки, превратиться в планетарную туманность , а затем в белый карлик , как звёзды асимптотической ветви гигантов .

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 10 ¹⁴ г/см ³ — это плотность нейтронной звезды .

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 10 ⁴⁵ —10 ⁴⁶ 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 дыра .

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 среду .

Примечания

Литература

• Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М. : УРСС , 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2 .
• Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7 .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. (англ.) . — 5th Edition. — Berlin—Heidelberg— N. Y. : Springer , 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Salaris M., Cassisi S. (англ.) . — Chichester: John Wiley & Sons , 2005. — 338 p. — ISBN 978-0-470-09219-X .