Какво представляват сините звездни супергигантски звезди?

Има много различни видове звезди, които астрономите изучават. Някои живеят дълго и просперират, докато други се раждат по бързия път. Тези живеят сравнително кратки звездни животи и умират от експлозивна смърт само след няколко десетки милиона години. Сините супергиганти са сред тази втора група. Те са разпръснати по нощното небе. Например ярката звезда Ригел в Орион е една и има колекции от тях в сърцата на масивни звездообразуващи региони, като клъстера R136 в Голям магеланов облак.

Сините супергиганти се раждат масови. Мислете за тях като за 800-килограмовите горили на звездите. Повечето имат най-малко десет пъти по-голяма от масата на Слънцето, а много от тях са още по-масивни бегемоти. Най-масовите биха могли да направят 100 слънца (или повече!).

Една звезда, която е масивна, се нуждае от много гориво, за да остане ярка. За всички звезди основното ядрено гориво е водородът. Когато им свърши водород, те започват да използват хелий в сърцевините си, което кара звездата да гори по-гореща и по-ярка. Получената топлина и налягане в сърцевината предизвикват набъбване на звездата. В този момент звездата е към края на живота си и скоро (на времеви диапазони на

Това е резюмето на син супергигант. Копаенето малко по-дълбоко в науката за подобни обекти разкрива много повече подробности. За да ги разберете, важно е да знаете физиката как работят звездите. Това е наука, наречена астрофизиката. Тя разкрива, че звездите прекарват по-голямата част от живота си в период, определен като „намиращ се на основна последователност". В тази фаза звездите превръщат водорода в хелий в своите ядра чрез процеса на ядрен синтез, известен като протон-протонна верига. Звездите с висока маса могат също да използват цикъл въглерод-азот-кислород (CNO), за да подпомогнат реакциите.

След като водородното гориво изчезне обаче, сърцевината на звездата бързо ще се срути и ще се нагрее. Това кара външните слоеве на звездата да се разширяват навън поради увеличената топлина, генерирана в ядрото. За звездите с ниска и средна маса тази стъпка кара те да се развиват червен гигантs, докато звездите с висока маса стават червени супергиганти.

Във звездите с висока маса, сърцевините започват да синтезират хелия с въглерод и кислород с бързи обороти. Повърхността на звездата е червена, което според Закон на Виен, е пряк резултат от ниска повърхностна температура. Докато сърцевината на звездата е много гореща, енергията се разпространява през вътрешността на звездата, както и нейната невероятно голяма повърхностна площ. В резултат на това средната повърхностна температура е само 3500 - 4500 Келвин.

Тъй като звездата свързва по-тежки и по-тежки елементи в сърцевината си, скоростта на синтез може да варира силно. В този момент звездата може да се свие по време на периоди на бавно сливане и след това да се превърне в синьо свръхгигант. Не е рядкост такива звезди да се колебаят между червените и сини свръхгигантски етапи, преди в крайна сметка да преминат в свръхнова.

Събитие от тип свръхнова тип II може да се случи по време на червената свръхгигантска фаза на еволюцията, но може също да се случи, когато звездата се развива, за да стане синя свръханта. Например Supernova 1987a в Голям магеланов облак беше смъртта на син превъзходник.

Докато червените супергиганти са тези най-големи звезди, всеки с радиус между 200 и 800 пъти по-голям от радиуса на нашето Слънце, сините супергиганти определено са по-малки. Повечето са по-малко от 25 слънчеви радиуса. Въпреки това, в много случаи те са били открити като някои от тях най-масово във Вселената. (Струва си да знаете, че да бъдеш масивен не винаги е същото като да си голям. Някои от най-масовите обекти във Вселената - черните дупки - са много, много малки.

Както споменахме по-горе, супергигантите в крайна сметка ще умрат като свръхнови. Когато го направят, последният етап от тяхната еволюция може да бъде като неутронна звезда (пулсар) или Черна дупка. Експлозиите на Supernova също оставят след себе си красиви облаци от газ и прах, наречени остатъци от свръхнова. Най-известният е Мъглявина от раци, където преди хиляда години избухна звезда. Той става видим на Земята през 1054 година и все още може да се види днес чрез телескоп. Въпреки че потомствената звезда на Раците може да не е била синя свръх велика, това илюстрира съдбата, очакваща такива звезди, тъй като те са близо до края на живота си.

Редактиран и актуализиран от Каролин Колинс Петерсен.