Gigant albastru
|
Un gigant albastru este o stea gigantică sau o stea gigantă strălucitoare (clasele III sau II din clasificarea spectrală Yerkes ) care are o temperatură de suprafață ridicată (de obicei 10 000 K sau mai mult) [1] . Prin urmare, aceste stele sunt plasate în diagrama HR chiar în dreapta stelelor care se află în partea superioară a secvenței principale .
Deși toți uriașii albaștri sunt situați în aceeași regiune a diagramei HR, ele sunt de fapt formate din grupuri care nu sunt omogene între ele, având puțin în comun în afară de faptul că sunt alcătuite din stele evoluate , care au a abandonat secvența principală. Cele mai numeroase două grupuri sunt cele ale stelelor mari de masă care au abandonat recent secvența principală și se pregătesc să devină giganți roșii sau super- giganți și cea a celor mai fierbinți stele aparținând ramurii orizontale a giganților.
Giganții albaștri sunt mult mai rari decât giganții roșii fie pentru că evoluează din stele masive, care sunt puține la număr, fie pentru că reprezintă o etapă astronomică scurtă a evoluției stelare [2] .
Proprietate
Termenul de gigant albastru se aplică diferitelor grupuri de stele. Cu toate acestea, au unele caracteristici comune, cum ar fi apartenența la clasele spectrale O și B, adică au temperaturi de suprafață de la 10 000 K în sus și să fie aproape, dar în orice caz în dreapta secvenței principale, adică să aibă temperaturi ușor mai mici decât stelele secvenței principale cu luminozitate corespunzătoare. De asemenea, au atmosfere mai rarefiate decât stelele secvenței principale, ca urmare a unei expansiuni suferite de stea.
Cele două grupuri principale care sunt plasate în această zonă a diagramei HR sunt stelele de mare masă care tocmai au scăpat din secvența principală și stelele care sunt plasate la capătul stâng al ramurii orizontale.
Stele masive
Stelele primului grup sunt stele cu o masă de cel puțin două ori mai mare decât a Soarelui care au ieșit recent din secvența principală și care, în consecință, și-au mărit moderat strălucirea și dimensiunea. Au magnitudini absolute 0 sau negative, cu o rază de 5-10 ori mai mare decât cea a soarelui , mult mai mică decât cea a giganților roșii, care poate fi de zeci sau sute de ori mai mare decât cea a Soarelui [1] .
De obicei, odată cu epuizarea hidrogenului din nucleele lor, stelele masive devin mai întâi subgiganti albastri, apoi giganți albastri și apoi devin giganți roșii sau supergiganti roșii în funcție de masă. Clasa de luminozitate a unei stele este atribuită prin intermediul liniilor spectrale care sunt sensibile la gravitatea suprafeței stelei. Cu cât steaua este mai extinsă, cu atât gravitația sa este mai mică. Prin urmare, stelele ale căror linii spectrale indică o greutate de suprafață mai mică sunt alocate clasei „I” a supergiganților, în timp ce cele cu o greutate de suprafață mai mare sunt atribuite „II” (giganți strălucitori) sau „III” (giganți) sau „IV” (subgigante) ). Deoarece stelele foarte extinse au o suprafață radiantă mare, ele sunt de obicei chiar mai luminoase decât cele mai puțin extinse și, prin urmare, secvența I - II - III - IV poate fi interpretată și ca atribuirea unei stele din secvența principală unei clase de luminozitate. , fiind eu cea mai strălucitoare clasă și IV cea mai puțin strălucitoare [3] .
Cu toate acestea, această imagine se aplică doar stelelor cu masă mică și medie. De fapt, cu cât o stea este mai masivă, cu atât își mărește luminozitatea scăpând din secvența principală. Deci, în timp ce stelele mai puțin masive se deplasează spre dreapta și în sus în diagrama HR (adică își scad temperatura suprafeței, dar își măresc strălucirea), stelele mai masive traversează diagrama orizontal în direcția zonei supergigante roșii, scăzând temperatura suprafeței lor, dar fără a le mări strălucirea. Prin urmare, stelele masive din faza gigant și supergigant tind să aibă luminozități similare stelelor secvenței principale din care au evoluat [4] . Nu există o limită superioară a temperaturii de suprafață a giganților albaștri, dar în stelele de clasă O, în special cele din primele subclase, distincția între stelele secvenței principale, stelele uriașe și stelele supergigante devine din ce în ce mai dificilă de stabilit deoarece stelele gigant și supergigant tind să au temperaturi și luminozități identice cu cele ale secvenței principale din care evoluează într-un timp foarte scurt din punct de vedere astronomic [5] .
Deoarece stelele masive evoluează foarte repede și au o durată de viață relativ scurtă, mulți giganți albastri se găsesc în asociațiile OB , tinere și grupuri de stele O sau B slab legate [2] .
Ramură orizontală
Stelele de masă medie și mică, care ies din secvența principală, intră în ramura giganților roșii , caracterizată prin stele având un nucleu, adesea degenerat , de heliu , în care nu au loc reacții nucleare , și înconjurat de un înveliș de hidrogen care fuzionează în heliu. În timpul acestei faze a evoluției lor, stelele își măresc mărimea și luminozitatea , dar își scad temperatura suprafeței, deplasându-se în sus și spre dreapta în diagrama HR. Când temperatura miezului atinge valorile adecvate, se declanșează fuziunea heliului în carbon . Acest lucru duce la o expansiune a miezului stelar, care corespunde unei contracții a straturilor superficiale ale stelei și unei noi creșteri a temperaturii suprafeței. Stelele de acest tip, aparținând ramurii orizontale a uriașilor, se apropie astfel de secvența principală din diagrama HR. Acestea sunt aranjate în diagramă într-o bandă mai mult sau mai puțin orizontală, care este compusă din stele care au mai mult sau mai puțin aceeași luminozitate, dar temperaturi diferite [6] .
Principalul, deși nu singurul, factor care determină poziția stelei în ramura orizontală este metalicitatea . Stelele populației I , având o mare metalicitate, tind să se aranjeze spre dreapta în bandă, lângă ramura uriașilor roșii și să se adune în așa-numitul grup roșu (literal: grup roșu ) [7] . Stelele cu metalicitate intermediară se aranjează în mijlocul ramurii orizontale, unde aceasta traversează banda de instabilitate . Prin urmare, acestea sunt stele variabile , în special de tipul RR Lyrae [8] . În cele din urmă, stelele mai puțin bogate în metal, aparținând populației II , sunt dispuse pe partea stângă a ramurii, fiind cele mai fierbinți. Fiind din clasa O sau B, ei sunt numiți uriași albaștri. Deși se află în aceeași zonă a diagramei cu stelele masive care abia ieșesc din secvența principală, ele sunt foarte diferite de acestea din urmă, fiind stele vechi, de masă medie sau mică, care fuzionează heliul cu carbonul [9] .
Cu toate acestea, capătul albastru al ramurii orizontale prezintă unele probleme de interpretare. În primul rând, uneori prezintă o „coadă albastră” formată din stele cu luminozitate mai mică sau un „cârlig albastru” format din stele cu luminozitate mai mare decât celelalte aparținând ramurii orizontale [10] . Cel puțin unele dintre stelele care alcătuiesc coada sau cârligul nu sunt stele care fuzionează heliu în carbon, ci probabil stele post- AGB care și-au încetat reacțiile nucleare și se pregătesc să devină pitici albi . Aceste stele pot experimenta impulsuri termice, similare cu cele care caracterizează în mod regulat stelele ramurii asimptotice și care reaprinde coaja subțire a hidrogenului rezidual. Aceste impulsuri își cresc temperatura suprafeței și le readuc în zona stelelor ramurii orizontale și apoi a ramurii asimptotice [11] .
Alte vedete
Giganții albaștri trebuie să se distingă de alte stele evoluate care sunt plasate în partea stângă a diagramei HR. Stelele Wolf-Rayet se disting prin temperaturile foarte ridicate ale suprafeței și liniile spectrale proeminente de emisie de heliu și azot [12] . Stelele post-AGB, care formează nebuloase planetare , sunt similare cu Wolf-Rayets, dar sunt mai puțin masive și mai puțin strălucitoare [13] . Vagabondele albastre sunt observabile în grupuri deschise sau în grupuri globulare în care stelele secvenței principale ale strălucirii lor ar fi trebuit să evolueze deja în giganți sau supergiganti și sunt probabil rezultatul fuziunii a două stele [14] . Supergigantii albastri , pe de altă parte, sunt următoarea etapă a evoluției gigantilor albastri mai masivi și se disting de aceștia prin spectrele lor care mărturisesc o expansiune mai mare [15] .
Un grup complet teoretic de stele este cel al piticilor roșii evoluați. Fiind total convectivi , ei amestecă continuu heliul produs de reacțiile nucleare care au loc în nucleele lor. Pe măsură ce procentul de heliu crește, acestea devin mai calde și mai luminoase. Deși în câteva miliarde de ani vor deveni mai fierbinți decât Soarele, nu vor deveni niciodată mai strălucitori decât steaua noastră și, prin urmare, vor fi foarte diferiți de giganții albaștri existenți în prezent. Când hidrogenul este epuizat, vor deveni pitici albi de heliu [16] .
Notă
- ^ a b Blue Giant Stars , în Ghidul universului . Adus la 24 ianuarie 2015 .
- ^ a b Gigant albastru a explicat , pe Totul explicat astăzi . Adus la 1 februarie 2016 .
- ^ I. Iben și A. Renzini, Evoluția unei singure stele I. Stelele masive și evoluția timpurie a stelelor cu masă joasă și intermediară , în Physics Reports , vol. 105, nr. 6, 1984, pp. 329-406, DOI : 10.1016 / 0370-1573 (84) 90142-X . Adus pe 7 ianuarie 2016 .
- ^ Richard Pogge, The Evolution of High-Mass Stars , pe astronomy.ohio-state.edu , Departamentul de Astronomie al Universității de Stat din Ohio. Adus la 31 ianuarie 2016 .
- ^ Norbert Langer, Pre-supernova evolution of massive stars ( PDF ), pe astro.uni-bonn.de , Argelander-Institut, Universität Bonn. Adus la 31 ianuarie 2016 (arhivat din original la 13 octombrie 2014) .
- ^ Norbert Langer, Evoluția secvenței post-principale prin arderea heliului ( PDF ), pe astro.uni-bonn.de , Universität Bonn. Adus la 24 ianuarie 2016 (arhivat din original la 13 octombrie 2014) .
- ^ Max Pettini, Post-Main Sequence Evolution: I: Solar Mass Stars ( PDF ), pe ast.cam.ac.uk , Universitatea din Cambridge. Institutul de Astronomie. Adus la 24 ianuarie 2016 (arhivat din original la 23 septembrie 2015) .
- ^ Y. -W. Lee, Efectul schimbării perioadei Sandage între stelele RR Lyrae de câmp , în The Astrophysical Journal , vol. 363, 1990, pp. 159-167, DOI : 10.1086 / 169326 . Adus la 16 ianuarie 2016 .
- ^ GS Da Costa, M. Rejkuba, H. Jerjen și EK Grebel, Ancient Stars Beyond the Local Group: RR Lyrae Variables and Blue Horizontal Branch Stars in Sculptor Group Dwarf Galaxies , în The Astrophysical Journal , vol. 708, nr. 2, 2010, pp. L121-L125, DOI : 10.1088 / 2041-8205 / 708/2 / L121 . Adus la 16 ianuarie 2016 .
- ^ S. Cassisi și colab. , Stele de ramură orizontale fierbinți în ω Centauri: indicii despre originea lor din diagrama de magnitudine a culorii clusterului , în The Astrophysical Journal , vol. 702, nr. 2, 2009, pp. 1530-1535, DOI : 10.1088 / 0004-637X / 702/2/1530 . Adus la 17 ianuarie 2016 .
- ^ MM Miller Bertolami, LG Althaus, scenariul născut din nou (puls termic foarte târziu) revizuit: masa rămășițelor și implicațiile pentru V4334 Sgr , în Monthly Notices of the Royal Astronomical Society , vol. 380, n. 2, 2007, pp. 763-770, DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2007.12115.x . Adus la 17 ianuarie 2016 .
- ^ Wolf-Rayet Stars site = COSMOS , la astronomy.swin.edu.au , Universitatea de Tehnologie Swinburne. Adus la 1 februarie 2016 .
- ^ H. van Winckel, Stele post-AGB , în Revista anuală de astronomie și astrofizică , vol. 41, 2003, pp. 391-427, DOI : 10.1146 / annurev.astro.41.071601.170018 . Adus la 1 februarie 2016 .
- ^ Francesco Ferraro, Blue Stragglers: stele „bebelușe” în vechi grupuri stelare , pe Cosmic-Lab , Universitatea din Bologna. Adus la 1 februarie 2016 .
- ^ Fraser Cain, Blue Supergiant Stars , pe Universe Today . Accesat la 3 februarie 2016 .
- ^ FC Adams, P. Bodenheimer și G. Laughlin, pitici M: Formarea planetei și evoluția pe termen lung , în Astronomische Nachrichten , vol. 326, nr. 10, 2005, pp. 913-919, DOI : 10.1002 / asna . 200510440 . Adus pe 21 ianuarie 2016 .
