Červený superobr - Red supergiant

Red supergiants ( RSGs ) jsou hvězdy se třídou supergiantního jasu ( Yerkesova třída I ) spektrálního typu K nebo M. Jsou co do objemu největšími hvězdami ve vesmíru , přestože nejsou nejhmotnější ani nejsvítivější . Betelgeuse a Antares jsou nejjasnější a nejznámější rudí supergianti (RSG), vlastně jediné první červené supergiantní hvězdy o velikosti .

Klasifikace

Hvězdy jsou klasifikovány jako superobři na základě jejich spektrální třídy svítivosti . Tento systém používá určité diagnostické spektrální čáry k odhadu povrchové gravitace hvězdy, a proto určuje její velikost vzhledem k její hmotnosti. Větší hvězdy jsou při dané teplotě zářivější a lze je nyní seskupit do pásem různé svítivosti.

Rozdíly svítivosti mezi hvězdami jsou nejzřetelnější při nízkých teplotách, kde jsou obří hvězdy mnohem jasnější než hvězdy v hlavní sekvenci. Supergianti mají nejnižší povrchovou gravitaci, a proto jsou největší a nejjasnější při konkrétní teplotě.

Yerkes nebo Morgan-Keenan klasifikační systém (MK) je téměř univerzální. Seskupuje hvězdy do pěti hlavních skupin svítivosti označených římskými číslicemi :

Specificky pro superobry je třída svítivosti dále rozdělena na normální superobry třídy Ib a nejjasnější superobry třídy Ia. Používá se také Iab střední třídy. Výjimečně jasné hvězdy s nízkou povrchovou gravitací mohou být označeny třídou svítivosti 0 (nula), i když je to vidět jen zřídka. Častěji se bude používat označení Ia-0 a ještě běžněji Ia + . Tyto hyperobří spektrální klasifikace jsou velmi zřídka aplikovány na červené superobry, ačkoli termín červený hyperobr je někdy používán pro nejrozšířenější a nestabilní červené superobry jako VY Canis Majoris a NML Cygni .

„Červená“ část „červeného superobra“ označuje chladnou teplotu. Červené superobři jsou nejúžasnější superobři, typu M a přinejmenším některé hvězdy typu K, přestože neexistuje přesné omezení. Supergianti typu K jsou ve srovnání s typem M neobvyklé, protože jsou přechodným stupněm s krátkou životností a poněkud nestabilní. Hvězdy typu K, zejména rané nebo žhavější typy K, jsou někdy popisovány jako oranžové superobry (např. Zeta Cephei ), nebo dokonce jako žluté (např. Žlutý hyperobr HR 5171 Aa).

Vlastnosti

Teplotní stupnice pro červené superobry
Spektrální
typ 		Teplota
( K )
K1-1,5 4100
K2-3 4,015
K5-M0 3840
M0 3 790
M1 3,745
M1,5 3,710
M2 3660
M2,5 3,615
M3 3,605
M3,5 3 550
M4-4,5 3,535
M5 3450

Červení superobři jsou chladní a velcí. Mají spektrální typy K a M, tedy povrchové teploty nižší než 4100  K . Obvykle jsou několik stovek až více než tisíckrát poloměr Slunce , ačkoli velikost není hlavním faktorem u hvězdy, která je označována jako superobr. Jasná chladná obří hvězda může být klidně větší než žhavější superobr. Například Alpha Herculis je klasifikována jako obří hvězda o poloměru mezi 264 až 303  R ☉, zatímco Epsilon Pegasi je K2 supergiant pouze 185  R ☉ .

Ačkoli červené supergiants jsou mnohem chladnější než Slunce, jsou tak mnohem větší, než jsou vysoce světelný, typicky desítky nebo stovky tisíc  L ☉ . Poloměr červeného superobra je teoreticky horní limit kolem 1 500  R ☉ . V limitu Hayashi by hvězdy nad tímto poloměrem byly příliš nestabilní a jednoduše by se netvořily.

Červené superobři mají hmotnost mezi asi 10  M ☉ a 40  M ☉ . Hvězdy hlavní sekvence hmotnější než asi 40  M ☉ se neroztahují a neochlazují, aby se z nich stali rudí superobři. Červení superobři na horním konci možného rozsahu hmotnosti a svítivosti jsou největší známí. Jejich nízké povrchové gravitace a vysoké svítivosti způsobují extrémní úbytky hmoty, milionkrát vyšší než Slunce, a vytvářejí pozorovatelné mlhoviny obklopující hvězdu. Na konci života mohli rudí superobři ztratit podstatnou část své původní hmotnosti. Mohutnější supergianti ztrácejí hmotu mnohem rychleji a zdá se, že všichni rudí superobři dosahují podobné hmotnosti řádově 10  M ☉, než se jejich jádra zhroutí. Přesná hodnota závisí na počátečním chemickém složení hvězdy a rychlosti jejího otáčení.

Většina červených supergiantů vykazuje určitý stupeň vizuální variability , ale jen zřídka s dobře definovanou periodou nebo amplitudou. Proto jsou obvykle klasifikovány jako nepravidelné nebo semiregulární proměnné. Mají dokonce vlastní podtřídy, SRC a LC pro pomalé polopravidelné a pomalé nepravidelné supergiantní proměnné. Variace jsou obvykle pomalé a mají malou amplitudu, ale jsou známy amplitudy až do čtyř velikostí.

Statistická analýza mnoha známých proměnných červených superobrů ukazuje řadu pravděpodobných příčin variací: jen několik hvězd vykazuje velké amplitudy a silný hluk indikující variabilitu na mnoha frekvencích, myšlenka naznačuje silné hvězdné větry, které se vyskytují ke konci životnosti červené supergiant; častější jsou simultánní změny radiálního režimu během několika stovek dnů a pravděpodobně neradiální změny režimu během několika tisíc dnů; pouze několik hvězd se zdá být skutečně nepravidelných, s malými amplitudami, pravděpodobně kvůli fotosférické granulaci. Červené superobří fotosféry obsahují relativně malý počet velmi velkých konvekčních buněk ve srovnání s hvězdami jako je Slunce . To způsobuje kolísání jasu povrchu, které může vést k viditelným změnám jasu při otáčení hvězdy.

Spektra červených superobrů jsou podobná ostatním chladným hvězdám, v nichž dominuje les absorpčních čar kovů a molekulárních pásem. Některé z těchto vlastností se používají ke stanovení třídy svítivosti, například určité síly blízkého infračerveného pásma kyanogenu a triplet Ca II .

Emise Maser je běžná z cirkumstelárního materiálu kolem rudých superobrů. Nejčastěji to vyplývá z H 2 O a SiO, ale emise hydroxyl (OH), dochází také z úzkých oblastí. Kromě mapování okolního materiálu s vysokým rozlišením kolem červených supergiantů lze k odvození přesné paralaxy a vzdáleností jejich zdrojů použít pozorování masérů VLBI nebo VLBA . V současné době je to aplikováno hlavně na jednotlivé objekty, ale může to být užitečné pro analýzu galaktické struktury a objevování jinak zakrytých červených supergiantních hvězd.

V povrchových hojnostech červených superobrů dominuje vodík, přestože vodík v jádru byl zcela spotřebován. V nejnovějších fázích ztráty hmotnosti, než hvězda exploduje, se povrchové helium může obohatit na úrovně srovnatelné s vodíkem. V teoretických modelech extrémní ztráty hmotnosti může dojít ke ztrátě dostatečného vodíku, aby se helium stalo nejhojnějším prvkem na povrchu. Když předem rudé supergiantní hvězdy opustí hlavní sekvenci, kyslík je na povrchu hojnější než uhlík a dusík je méně hojný než kterýkoli jiný, což odráží hojnost od vzniku hvězdy. Uhlík a kyslík se rychle vyčerpávají a dusík se zvyšuje v důsledku vybagrování materiálu zpracovaného CNO z fúzních vrstev.

Je pozorováno, že rudí superobři rotují pomalu nebo velmi pomalu. Modely naznačují, že i rychle rotující hvězdy hlavní posloupnosti by měly být brzděny jejich ztrátou hmoty, aby se rudí superobři téměř vůbec neotáčeli. Tito rudí superobři, jako je Betelgeuse , kteří mají mírné rychlosti rotace, jej mohli získat po dosažení červeného supergiantního stadia, možná prostřednictvím binární interakce. Jádra červených superobrů se stále otáčejí a diferenciální rychlost otáčení může být velmi velká.

Definice

Betelgeuse pulzuje a ukazuje změny profilu spektrálních čar (HST UV snímky)

Třídy jasných světel lze snadno určit a použít na velký počet hvězd, ale seskupují řadu velmi odlišných typů hvězd do jediné kategorie. Evoluční definice omezuje termín superobr na ty hmotné hvězdy, které začínají fúzi jádra hélia, aniž by vyvinuly degenerované jádro hélia a aniž by prošly heliem. Budou všeobecně pokračovat ve spalování těžších prvků a podstoupí kolaps jádra, což má za následek supernovu .

Méně hmotné hvězdy mohou vyvinout supergiantní spektrální třídu svítivosti při relativně nízké svítivosti, kolem 1 000  L ☉ , když jsou na asymptotické obří větvi (AGB) a podstupují spalování heliové skořápky. Vědci nyní dávají přednost jejich kategorizaci na hvězdy AGB odlišné od superobrů, protože jsou méně hmotné, mají na povrchu různá chemická složení, podléhají různým typům pulzace a variability a budou se vyvíjet jiným způsobem, obvykle za vzniku planetární mlhoviny a bílého trpaslíka . Většina hvězd AGB se nestane supernovami, přestože existuje zájem o třídu super-AGB hvězd , které jsou dostatečně masivní na to, aby prošly úplnou fúzí uhlíku, což může vést ke vzniku zvláštních supernov, aniž by se vyvinulo železné jádro. Jednou pozoruhodnou skupinou nízkohmotných hvězd s vysokou svítivostí jsou proměnné RV Tauri , hvězdy AGB nebo post-AGB ležící na pásu nestability a vykazující výrazné polopravidelné variace.

Vývoj

Červený superobr končí svůj život jako supernova typu II (vlevo dole) ve spirálním rameni M74

Červení superobři se vyvíjejí z hvězd hlavní sekvence s hmotností mezi asi 8  M ☉ a 30  M ☉ . Hvězdy s vyšší hmotností se nikdy neochladí natolik, aby se z nich stali rudí superobři. Hvězdy s nižší hmotností vyvíjejí během fáze červeného obra degenerované jádro hélia, před fúzováním hélia na horizontální větvi procházejí zábleskem hélia , vyvíjejí se podél AGB, zatímco spalují helium ve skořápce kolem degenerovaného jádra uhlík-kyslík, poté rychle ztrácejí vnější vrstvy, aby se z nich stal bílý trpaslík s planetární mlhovinou. Hvězdy AGB mohou vyvíjet spektra se superobří třídou svítivosti, protože se rozpínají do extrémních rozměrů vzhledem k jejich malé hmotnosti, a mohou dosáhnout svítivosti desítky tisíckrát vyšší než sluneční. Mezilehlé hvězdy „super -AGB “, kolem 9  M ☉ , mohou podstoupit fúzi uhlíku a mohou způsobit zhroucení supernovy zachycující elektrony kolapsem jádra kyslík - neon .

Hvězdy hlavní sekvence, spalující ve svých jádrech vodík, o hmotnostech mezi 10 a 30  M ☉, budou mít teploty mezi přibližně 25 000 K a 32 000 K a spektrální typy raného B, pravděpodobně velmi pozdního O. Jsou to již velmi zářivé hvězdy 10 000- 100 000  l ☉ díky rychlé fúzi vodíku v cyklu CNO a mají plně konvekční jádra. Na rozdíl od Slunce nejsou vnější vrstvy těchto horkých hvězd hlavní posloupnosti konvekční.

Tyto předčervené superobří hvězdy hlavní sekvence vyčerpávají vodík ve svých jádrech po 5–20 milionech let. Poté začnou spalovat skořápku vodíku kolem nyní převážně jádra hélia, a to způsobí jejich expanzi a ochlazení na superobry. Jejich svítivost se zvyšuje asi třikrát. Povrchová hojnost helia je nyní až 40%, ale těžší prvky se jen málo obohacují.

Supergianti se nadále ochlazují a většina rychle projde pásem nestability Cepheid , ačkoli ti nejhmotnější stráví krátké období jako žlutí hyperobři . Dosáhnou pozdní třídy K nebo M a stanou se červeným superobrem. Fúze hélia v jádru začíná hladce buď v době, kdy se hvězda rozpíná, nebo jakmile je již červeným supergiantem, ale na povrchu to způsobí malou okamžitou změnu. Červení superobři vyvíjejí hluboké konvekční zóny sahající od povrchu přes polovinu k jádru a ty způsobují silné obohacení dusíku na povrchu, s určitým obohacením těžších prvků.

Někteří červení superobři podstupují modré smyčky, kde dočasně zvyšují teplotu, než se vrátí do červeného supergiantního stavu. To závisí na hmotnosti, rychlosti rotace a chemickém složení hvězdy. Zatímco mnoho červených superobrů nezažije modrou smyčku, některé jich mohou mít několik. Na vrcholu modré smyčky mohou teploty dosáhnout 10 000 K. Přesné důvody vzniku modrých smyček se u různých hvězd liší, ale vždy se vztahují k jádru helia, které se zvyšuje v poměru k hmotnosti hvězdy a nutí vyšší rychlost ztráty hmotnosti z vnějších vrstev.

Všichni rudí superobři vyčerpají helium ve svých jádrech během jednoho nebo dvou milionů let a poté začnou spalovat uhlík. Toto pokračuje fúzí těžších prvků, dokud se nevytvoří železné jádro, které se pak nevyhnutelně zhroutí a vytvoří supernovu. Doba od začátku fúze uhlíku do kolapsu jádra není delší než několik tisíc let. Ve většině případů dochází ke kolapsu jádra, když je hvězda stále červeným supergiantem, velká zbývající atmosféra bohatá na vodík je vyhozena a vzniká tak spektrum supernovy typu II . Neprůhlednost tohoto vysune vodíku snižuje, jak se ochlazuje, a to způsobí delší zpoždění poklesu jasu po počátečním supernova vrcholu, charakteristické pro typ II-P supernova.

Očekává se, že nejsvítivější červení superobři v blízkosti sluneční metallicity ztratí většinu svých vnějších vrstev, než se jejich jádra zhroutí, a proto se vyvinou zpět do žlutých hyperobrů a svítivých modrých proměnných. Takové hvězdy mohou explodovat jako supernovy typu II-L, stále s vodíkem ve svých spektrech, ale ne s dostatečným vodíkem, aby ve svých světelných křivkách způsobily rozšířené plató. Hvězdy s ještě menším zbývajícím vodíkem mohou produkovat neobvyklou supernovu typu IIb, kde zbývá tak málo vodíku, že vodíkové čáry v počátečním spektru typu II vyblednou a vypadají jako supernova typu Ib.

Pozorované progenitory typu II-P supernovy mají teploty mezi 3,500K a 4,400K a zářivý výkon mezi 10.000  L ☉ a 300.000  L ☉ . To odpovídá očekávaným parametrům rudých superobrů s nižší hmotností. Byl pozorován malý počet progenitorů supernov typu II-L a typu IIb, všechny se svítivostí kolem 100 000  l ☉ a poněkud vyššími teplotami až do 6 000 K. Ty se dobře hodí pro mírně vyšší masové rudé superobry s vysokou mírou ztrát hmoty. Nejsou známy žádní předchůdci supernovy, kteří by odpovídali nejsvítivějším červeným superobrům, a očekává se, že se z nich vyvinou hvězdy Wolf Rayet, než explodují.

Klastry

RSGC1 , první z několika masivních klastrů, u nichž bylo zjištěno, že obsahují více červených supergiantů.

Červeným superobrům není nutně více než asi 25 milionů let a očekává se, že takové hmotné hvězdy se budou tvořit pouze v relativně velkých hvězdokupách , takže se očekává, že se budou vyskytovat většinou v blízkosti prominentních hvězdokup. Ve srovnání s jinými fázemi života hvězdy však mají poměrně krátkou životnost a tvoří se pouze z relativně neobvyklých hmotných hvězd, takže v každém shluku bude v každém okamžiku obecně jen malý počet červených supergiantů. Mohutná kupa Hodge 301 v mlhovině Tarantule obsahuje tři. Až do 21. století bylo v NGC 7419 největší počet červených superobrů známých v jedné kupě . Většina červených superobrů se vyskytuje jednotlivě, například Betelgeuse v asociaci Orion OB1 a Antares v asociaci Scorpius-Centaurus .

Od roku 2006 byla poblíž základny paže Crux-Scutum v galaxii identifikována řada masivních shluků , z nichž každý obsahuje více červených supergiantů. RSGC1 obsahuje nejméně 12 červených superobrů, RSGC2 (také známý jako Stephenson 2 ) obsahuje nejméně 26 ( Stephenson 2-18 , jedna z hvězd, je možná největší známá hvězda ), RSGC3 obsahuje nejméně 8 a RSGC4 (také známý jako Alicante 8 ) také obsahuje nejméně 8. Celkem 80 potvrzených rudých superobrů bylo identifikováno v malé oblasti oblohy ve směru těchto shluků. Tyto čtyři hvězdokupy se zdají být součástí masivního výbuchu vzniku hvězd před 10–20 miliony let na blízkém konci tyče ve středu galaxie. Podobné masivní kupy byly nalezeny blízko vzdáleného konce galaktického pruhu, ale ne tak velký počet červených supergiantů.

Příklady

Region Orion zobrazující rudého superobra Betelgeuse

Červené superobři jsou vzácné hvězdy, ale jsou viditelné na velkou vzdálenost a jsou často proměnlivé, takže existuje řada známých příkladů:

Průzkum, který měl zachytit prakticky všechny červené superobry Magellanic Cloud, detekoval kolem tuctu hvězd třídy M M v -7 a jasnějších, přibližně čtvrt milionukrát jasnějších než Slunce a od přibližně 1 000násobku poloměru Slunce směrem nahoru.

Viz také

Reference

externí odkazy