Supergigant albastru

De la Wikipedia, enciclopedia liberă.
Salt la navigare Salt la căutare


O supergigantă albastră este o stea supergigantă ( clasa de luminozitate I) de tip spectral O sau B.

Comparație între dimensiunile, de la stânga la dreapta: o pitică roșie , Soarele , o stea de clasa B și R136a1 . R136a1 nu este cea mai mare stea cunoscută din punct de vedere al volumului ; primatul este, de fapt, până la UY Scuti .

Foarte luminoase și foarte fierbinți ( temperatura suprafeței lor este cuprinsă între 20 000 - 50 000 K ), au în mod normal o masă cuprinsă între 10 și 50 de mase solare , o rază mai mare de 25 de raze solare și sunt aranjate în colțul din stânga sus al diagramei Hertzsprung Russell . Aceste stele extrem de rare și enigmatice sunt cele mai fierbinți și mai strălucitoare din Universul cunoscut, dar raritatea lor este în mod eficient contracarată de strălucirea mare, atât de mult încât majoritatea stelelor albastre vizibile pe cerul nopții sunt super-uriași albastri.

Datorită masei lor mari, au o durată de viață relativ scurtă și sunt observate în principal în structurile cosmice tinere, cum ar fi clustere deschise , galaxii spirale și galaxii neregulate ; sunt mai rar observate în nucleele galaxiilor spirale, în galaxiile eliptice și în grupurile globulare , compuse în esență din stele vechi.

Un celebru supergigant albastru este Rigel (β Orionis), cea mai strălucitoare stea din constelația Orion , care are o masă de aproximativ 20 de ori mai mare decât a Soarelui și o luminozitate de 60.000 de luminozități solare .

Comparație între dimensiunile Soarelui și supergigantul albastru Rigel (β Orionis)

Etapa supergigantă albastră reprezintă o fază evolutivă în timpul căreia fuziunea nucleară are loc mai încet și este preludiul morții stelei. Datorită acestei încetiniri, steaua se contractă și, deoarece o cantitate mare de energie este emisă de pe o suprafață fotosferică mai mică, temperatura suprafeței crește considerabil. Un supergigant roșu se poate transforma în orice moment, cu condiția să încetinească reacțiile nucleare, într-un supergigant albastru; fenomenul opus apare atunci când steaua implodează într-un pulsar .

În timp ce vântul dintr-un supergigant roșu este lent și dens , vântul dintr-un supergigant albastru este extrem de rapid, dar mai puțin dens. Când un supergigant roșu se contractă într-un supergigant albastru, vântul crește în viteză și produce unde de șoc , deoarece afectează vântul mai lent emis anterior de stea; în acest fel, în jurul stelei se formează cochilii tenue de materie. Aproape toți supergigantii albaștri observați prezintă cochilii similare de materie, ceea ce duce la ipoteza că odată au fost supergiganți roșii.

De-a lungul timpului, steaua poate trece de mai multe ori prin etapele supergigante roșii și supergigante albastre și poate lăsa cochilii concentrice slabe de materie în jurul ei la fiecare pasaj. În timpul tranziției, steaua trece prin tipurile spectrale intermediare, devenind de asemenea galbene sau albe , la fel ca în prezent Steaua Polară . În general, steaua este destinată să explodeze ca o supernovă , dar un număr foarte mic de stele, cu o masă cuprinsă între 8 și 12 mase solare, la sfârșitul existenței lor devin rare oxigen alb - pitici neon . Cu toate acestea, nu este încă clar de ce astfel de stele masive degenerează în acest tip rar de pitic alb în loc să explodeze în supernove; unii astronomi fac ipoteza că această transformare are loc deoarece, în timpul fazei supergigante, steaua suferă o pierdere semnificativă de masă, ceea ce aduce steaua sub limita ( limita Chandrasekhar ) care ar determina explozia acesteia într-o supernovă. Cu toate acestea, atât supergigantele albastre, cât și cele roșii pot exploda ca supernove, deoarece acest proces nu este legat de starea de dezvoltare a stelei.

Deoarece stelele petrec mai mult timp în faza supergigantă roșie, majoritatea stelelor progenitoare ale supernovelor observate sunt supergigante roșii. Până în 1987 se credea că supernovele derivă exclusiv din supergigantele roșii, dar izbucnirea din Marele Nor Magellanic a Supernova 1987a a răsturnat această credință: de fapt, imaginile regiunii, făcute înainte ca steaua să explodeze, au arătat că steaua progenitoare era un supergigant albastru din clasa spectrală B3, Sanduleak -69 ° 202a .

Tabelul de mai jos prezintă câțiva dintre super-giganții albastri mai cunoscuți.

Nume Constelaţie Clasa spectrală Luminozitate (solară) Temperatura ( K ) Distanță ( ani lumină )
Rigel β Orionis B8 Ia 66.000 11.000 910
Alnitak ζ Orionis O9.5 Ib 100.000 31.000 800
Alnilam ε Orionis B0 Iab 375.000 28.500 1300
Naos ζ Puppis O5 Ia 550.000 42.700 1100
Saiph κ Orionis B0.5 Ia 57.000 26.000 720
Aludra η Canis Majoris B5 Ia 66.000 13.500 2000
Menkib ζ Persei B1 Ib 105.000 23.000 982

Bibliografie

  • AA.VV, Universul - Marea enciclopedie a astronomiei , Novara, De Agostini, 2002.

Elemente conexe