Blå superkjempe - Blue supergiant

En blå supergigant ( BSG ) er en varm, lysende stjerne , ofte referert til som en OB -supergigant . De har lysstyrke klasse I og spektral klasse B9 eller tidligere.

Blå supergiganter finnes øverst til venstre i Hertzsprung - Russell -diagrammet , over og til høyre for hovedsekvensen. De er større enn Solen, men mindre enn en rød superkjempe , med overflatetemperaturer på 10 000–50 000 K og lysstyrker fra omtrent 10 000 til en million ganger solens.

Formasjon

Rigel og IC 2118 -tåken som den belyser.

Supergiganter er utviklede høymassestjerner, større og mer lysende enn hovedsekvensstjerner . O -klasse og tidlige B -klassen -stjerner med innledende masser rundt 10–300  M ☉ utvikler seg vekk fra hovedsekvensen på bare noen få millioner år etter hvert som hydrogenet deres forbrukes og tunge grunnstoffer begynner å dukke opp nær stjernens overflate. Disse stjernene blir vanligvis blå supergiganter, selv om det er mulig at noen av dem utvikler seg direkte til Wolf – Rayet -stjerner . Ekspansjon inn i supergigant -stadiet skjer når hydrogen i stjernekjernen er oppbrukt og hydrogenskallforbrenning starter, men det kan også skyldes at tunge elementer mudres opp til overflaten ved konveksjon og massetap på grunn av økning i strålingstrykk.

Blå supergiganter er nylig utviklet fra hovedsekvensen, har ekstremt høy lysstyrke, høye tapstap og er generelt ustabile. Mange av dem blir lysende blå variabler (LBV) med episoder med ekstremt massetap. Nedre masse blå supergiganter fortsetter å ekspandere til de blir røde supergiganter. I prosessen må de bruke litt tid som gule supergiganter eller gule hypergiganter , men denne utvidelsen skjer på bare noen få tusen år, og derfor er disse stjernene sjeldne. Høyere masse røde superkjemper blåser bort den ytre atmosfæren og utvikler seg tilbake til blå supergiganter, og muligens videre til Wolf – Rayet -stjerner. Avhengig av den eksakte massen og sammensetningen av en rød superkjempe, kan den utføre en rekke blå sløyfer før den enten eksploderer som en type II -supernova eller til slutt dumper nok av de ytre lagene til å bli en blå supergigant igjen, mindre lysende enn første gang, men mer ustabil. Hvis en slik stjerne kan passere gjennom det gule evolusjonære tomrommet, forventes det at den blir en av LBV -ene med lavere lysstyrke.

De mest massive blå superkjempene er for lysende for å beholde en omfattende atmosfære, og de ekspanderer aldri til en rød supergigant. Skillelinjen er omtrent 40  M ☉ , selv om de kuleste og største røde superkjempene utvikler seg fra stjerner med en innledende masse på 15–25  M ☉ . Det er ikke klart om mer massive blå supergiganter kan miste nok masse til å utvikle seg trygt til alderdom som en Wolf Rayet -stjerne og til slutt en hvit dverg, eller de når Wolf Rayet -stadiet og eksploderer som supernovaer , eller de eksploderer som supernovaer mens blå supergiganter .

Supernova -forfedre er oftest røde supergiganter, og det ble antatt at bare røde supergiganter kunne eksplodere som supernovaer. SN 1987A tvang imidlertid astronomer til å undersøke denne teorien på nytt, ettersom stamfar, Sanduleak -69 ° 202 , var en B3 blå supergigant. Nå er det kjent fra observasjon at nesten alle klasser av utviklede høymassestjerner, inkludert blå og gule supergiganter, kan eksplodere som en supernova, selv om teorien fortsatt sliter med å forklare hvordan i detalj. Mens de fleste supernovaer er av den relativt homogene typen II-P og produseres av røde supergiganter, observeres blå supergiganter å produsere supernovaer med et bredt spekter av lysstyrker, varigheter og spektraltyper, noen ganger sub-lysende som SN 1987A, noen ganger super- lysende som mange type IIn -supernovaer.

Eiendommer

Spektrum av en B2 -stjerne.

På grunn av deres ekstreme masser har de relativt korte levetider og observeres hovedsakelig i unge kosmiske strukturer som åpne klynger , armene til spiralgalakser og i uregelmessige galakser . De blir sjelden observert i spiralgalaksekjerner, elliptiske galakser eller kulehoper , hvorav de fleste antas å være sammensatt av eldre stjerner, selv om kjernen i Melkeveien nylig har blitt funnet å være hjemsted for flere massive åpne klynger og tilhørende unge varme stjerner.

Det mest kjente eksemplet er Rigel , den lyseste stjernen i stjernebildet Orion . Massen er omtrent 20 ganger solens, og lysstyrken er rundt 117 000 ganger større. Til tross for sjeldenhet og korte liv er de sterkt representert blant stjernene som er synlige for det blotte øye; deres enorme lysstyrke er mer enn nok til å kompensere for knappheten.

Blå supergiganter har raske stjernevind og de mest lysende, kalt hypergiganter , har spektra dominert av utslippslinjer som indikerer sterkt kontinuumdrevet massetap. Blå supergiganter viser varierende mengder tunge elementer i sine spektre, avhengig av alder og effektiviteten som produktene av nukleosyntese i kjernen konvegeres opp til overflaten. Rask roterende supergiganter kan blandes sterkt og vise høye andeler helium og enda tyngre grunnstoffer mens de fortsatt brenner hydrogen i kjernen; disse stjernene viser spektra som ligner veldig på en Wolf Rayet -stjerne.

Mens stjernevinden fra en rød supergigant er tett og treg, er vinden fra en blå supergigant rask, men sparsom. Når en rød supergigant blir en blå supergigant, påvirker den raskere vinden den produserer den allerede utsendte sakte vinden og får det utstrømmende materialet til å kondensere til et tynt skall. I noen tilfeller kan flere konsentriske svake skjell sees fra påfølgende episoder med massetap, enten tidligere blå sløyfer fra den røde superkjempen, eller utbrudd som LBV -utbrudd.

Eksempler

Referanser