Новая звезда

Рождение новых звезд

Сверхновая вспыхнувшая в 1604 году

Новые вспышки являются термоядерными взрывами, происходящим в некоторых тесных звездных системах. Такие системы состоят из белого карлика и более крупной звезды-компаньона (звезды главной последовательности, субгиганта или гиганта). Могучее тяготение белого карлика притягивает вещество из звезды-компаньона, в результате чего вокруг него образуется аккреционный диск. Термоядерные процессы, происходящие в аккреционном диске, временами теряют стабильность и приобретают взрывной характер.

В результате такого взрыва яркость звездной системы увеличивается в тысячи, а то и в сотни тысяч раз. Так происходит рождение новой звезды. Доселе тусклый, а то и невидимый для земного наблюдателя объект приобретает заметную яркость. Как правило, своего пика такая вспышка достигает всего за несколько дней, а затухать может годами. Нередко такие вспышки повторяются у одной и той же системы раз в несколько десятилетий, т.е. являются периодичными. Также вокруг новой звезды наблюдается расширяющаяся газовая оболочка.

Сверхновые взрывы обладают совершенно иной и более разнообразной природой своего происхождения.

История исследований

За 2200 лет (532 г. до н. э. — 1690 г. н. э.) в китайских и японских летописях было выявлено около 90 вспышек новых. После изобретения телескопа (1609 г.) и до вспышки Эта Киля (1843 г.) европейские учёные заметили всего 5 вспышек новых звезд. Со второй половины XIX века вспышки новых обычно открывали ежегодно. Уильям Хаггинс в 1866 году впервые выполнил спектроскопические наблюдения новой звезды (новой Северной Короны 1866) и обнаружил наличие вокруг неё газовой оболочки, светящейся в линиях водорода. В XX веке было только 5 лет, в течение которых не было замечено ни одной вспышки новых: 1908, 1911, 1923, 1965 и 1966 года. В XXI веке традиционно за год открывается до 10 вспышек новых. Блеск большинства новых превышает 12 зв. вел., но редко оказывается выше 6 зв. вел. В данный момент профессиональными астрономами реализуется проект «E-Nova Project» по всеволновому исследованию вспышек новых звезд. Любители астрономии также активно наблюдают этот тип объектов.

Внешние ссылки

Шефер (2010). «Комплексные фотометрические истории всех известных галактических повторяющихся новых звезд». Серия дополнений к астрофизическому журналу . 187 (2): 275–373. arXiv0912.4426 . Bibcode2010ApJS..187..275S . DOI10.1088 / 0067-0049 / 187/2/275 . S2CID .
Шафтер; и другие. (2011). «Спектроскопический и фотометрический обзор новых звезд в M31». Астрофизический журнал . 734 (1): 12. arXiv1104.0222 . Bibcode2011ApJ … 734 … 12S . DOI10.1088 / 0004-637X / 734/1/12 . S2CID .
Общий каталог переменных звезд , Астрономический институт Штернберга , Москва
Переменная звезда месяца AAVSO. Новые: май 2001 г.
Внегалактические новые звезды

Астрономический портал
Космический портал
Космический портал
Портал Солнечной системы
Научный портал

Гиперновые взрывы

Гиперновыми называют вспышки, энергия которых на несколько порядков превышает энергию типичных сверхновых. То есть, по сути они гиперновые являются очень яркими сверхновыми.

Как правило, гиперновым считается взрыв сверхмассивных звезд, также называемых гипергигантами. Масса таких звезд начинается с 80 нередко превышает теоретический предел 150 солнечных масс. Также существуют версии, что гиперновые звезды могут образовываться в ходе аннигиляции антиматерии, образованию кварковой звезды или же столкновением двух массивных звезд.

Сверхновая звезда GRB 080913

Примечательны гиперновые тем, что они являются основной причиной, пожалуй, самых энергоёмких и редчайших событий во Вселенной – гамма-всплесков. Продолжительность гамма всплесков составляет от сотых секунд до нескольких часов. Но чаще всего они длятся 1-2 секунду. За эти секунды они испускают энергию, подобную энергии Солнца за все 10 миллиардов лет её жизни! Природа гамма-всплесков до сих пор по большей части остаётся под вопросом.

Классификация сверхновых

Сверхновые принято разделять на два основных класса (I и II). Эти классы можно назвать спектральными, т.к. их отличает присутствие и отсутствие линий водорода в их спектрах. Также эти классы заметно отличаются визуально. Все сверхновые I класса схожи как по мощности взрыва, так и по динамике изменения блеска. Сверхновые же II класса весьма разнообразны в этом плане. Мощность их взрыва и динамика изменения блеска лежит в весьма обширном диапазоне.

Все сверхновые II класса порождаются гравитационным коллапсом в недрах массивных звезд. Другими словами, этот тот самый, знакомый нам, взрыв сверхгигантов. Среди сверхновых первого класса существуют те, механизм взрыва которых скорее схож с взрывом новых звезд.

Смерть звезды

В среднем сверхновая звезда будет случаться примерно раз в 50 лет в галактике, которая имеет размеры как наш Млечный Путь. Иными словами, звезда взрывается каждую секунду или близко в этому где-то во Вселенной. Но мы этого не видим, потому что они находятся очень далеко от Земли.

Около 10 миллионов лет назад кластер сверхновых создал «местный пузырь» размерами в 300 световых лет. Это область газа в межзвездной среде, которая окружает Солнечную систему.

Достоверно установлено, что смерть звезды зависит отчасти от ее массы. Наше Солнце, например, не имеет достаточной массы, чтобы взорваться как сверхновая звезда. Хотя новости для Земли есть и не очень хорошие. Потому что как только Солнце истратит свое термоядерное топливо (возможно это случиться уже через пару миллиардов лет), оно набухнет до состояния красного гиганта. Который вероятно испарит наш мир, прежде чем постепенно охладится и станет белым карликом.

Но при нужном количестве массы звезда может сгореть в огненном взрыве.

Звезда может стать сверхновой в одном из двух случаях:

Сверхновая звезда типа I: звезда забирает вещество у своего соседа, пока не начнется взрывная ядерная реакция.
Типичная сверхновая звезда: у нее заканчивается ядерное топливо. И она разрушается под действием собственной гравитации.

Ссылки

Новые и карликовые новые звезды. Типы по ОКПЗ
Новые звезды // Астронет
Ю. П. Псковский «НОВЫЕ И СВЕРХНОВЫЕ ЗВЕЗДЫ» // Астронет
Список вспышек Новых с 1678 года
Страница Повторных Новых
Классификация вспышек Новых (на основе анализа 93 кривых блеска)
Классификация Новых по спектрам
«Хаббл» открыл первую килонову // Компьютерра, 5 августа 2013

Классификация вспышек Новых // AAVSO (англ.)
Подробная статья на AAVSO о Новых звездах (англ.)
GVCS (англ.)
NASA Observatorium: Classical Nova (англ.)
Cataclysmic Variables (англ.)
Новый каталог вспышек Новых, записанных в Китайских и Японских хронологиях, 1957г (англ.)
Дотелескопические вспышки Новых (до 1609 года) (англ.)
Вспышки Новых в Млечном Пути (после 1609 года) (англ.)

Классовые различия

Специалисты выделяют несколько групп и подтипов сверхновых звёзд. Разделение объясняется тем, что космические объекты имели разные особенности до взрыва. Например, небесные тела с отсутствием водорода относятся к подклассам lb и lc первого класса. Возможно, часть оболочки с этим веществом была утеряна светилом при эволюции в тесной двойной системе. Также стоит отметить, что объекты подтипа lc не имеют гелия.

Несмотря на потерю водородного слоя, остальные части звёзд находятся в строгих пределах своих размеров и массы. Термоядерные реакции заменяют друг друга, когда наступает конкретный критический этап. Это объясняет сходство объектов подклассов lb и lc. Максимальная светимость у этих звёзд в 1,5 млрд раз больше, чем у Солнца. Она достигается через 2—3 дня, а потом медленно уменьшается в течение месяцев.

Новые звёзды до вспышки имели водородно-гелиевый слой в оболочке. Её границы зависели от массы и иных характеристик небесного объекта. Эти особенности объясняют широкий диапазон в характерах сверхновых звёзд. Их степень яркости варьируется от десятков миллионов до миллиардов солнечных светимостей. Динамика её изменения может быть различной.

https://youtube.com/watch?v=iIExnCWHWoA

Для того, чтобы заявка была принята, необходимо:

1. Скачать и заполнить анкету участника (можно здесь)

ВНИМАНИЕ: Анкета должна быть в формате doc либо docx. 2

Подготовить видеозаписи с вашим исполнением и видеоприветсвие (подробно о нем читайте в анкете) в качестве не ниже 720р горизонтальный формат (допустимы ссылки на YouTube, VK и файлообменники), не менее двух

2. Подготовить видеозаписи с вашим исполнением и видеоприветсвие (подробно о нем читайте в анкете) в качестве не ниже 720р горизонтальный формат (допустимы ссылки на YouTube, VK и файлообменники), не менее двух.

Все записи должны иметь названия «исполнитель — название песни». Ссылки на видео указывать только в письме (в анкете НЕ указывать их). Запись должна быть актуальной (не старше 1 года)

3. Подготовить аудиозаписи песен на русском или иностранном языке в формате mp3 (не менее трех).

Ссылки на аудио не принимаются!

Все записи должны иметь названия «исполнитель — название песни»

Запись можно сделать даже на телефон, важно, чтобы по ней могли оценить ваши вокальные способности. Аудиозаписи должны отличаться от отправленных видеозаписей

4. Подготовить свои/группы фото (не менее четырех, не более восьми)

5. Вложить в электронное письмо все подготовленные материалы (анкета, видео, аудио, фото). Также допустимо использование ссылок на файлообменники. Объем всех вложений не должен превышать 300 мб.

6. В теме письма указать: «Новая Звезда 2022, ФИО/название группы, город/регион, который представляете» (например, «Новая Звезда 2022, Иванов Иван Иванович, Белгород/Белгородская область»)

ВНИМАНИЕ: Регион вы можете представлять только тот, в котором Вы прописаны или родились и Ваша творческая биография тесно связана с данным регионом. Все вложения, анкета и ссылки должны быть в одном письме

Дублировать заявку запрещено. Все материалы, указанные выше — это критический минимум, без которого ваша заявка рассмотрена не будет

Все вложения, анкета и ссылки должны быть в одном письме. Дублировать заявку запрещено. Все материалы, указанные выше — это критический минимум, без которого ваша заявка рассмотрена не будет.

После подачи заявки, в течение 14 рабочих дней Вам поступит ответ о том, что заявка принята. Если заявка подана неправильно/без какого-либо материала, Вам придет ответ с просьбой ее отредактировать.

P.S. Список участников конкурса «Новая Звезда — 2022» (исполнителей, прошедших кастинг) будет опубликован не позднее трех месяцев после завершения кастинга.

Звездная эволюция новых звезд

Новая Эридани, 2009 г. ( видимая величина ~ 8.4)

Эволюция потенциальных новых звезд начинается с двух звезд главной последовательности в двойной системе. Один из двух превращается в красного гиганта , оставляя остаток ядра белого карлика на орбите с оставшейся звездой. Вторая звезда — которая может быть либо звездой главной последовательности, либо стареющим гигантом — начинает сбрасывать оболочку на своего белого карлика-компаньона, когда она выходит за пределы своей полости Роша . В результате белый карлик постоянно улавливает материю из внешней атмосферы спутника в аккреционный диск, а аккрецированное вещество, в свою очередь, падает в атмосферу. Поскольку белый карлик состоит из вырожденного вещества , сросшийся водород не раздувается, но его температура увеличивается. Неуправляемый термоядерный синтез происходит, когда температура этого слоя атмосферы достигает ~ 20 миллионов К, инициируя ядерное горение, через цикл CNO .

Синтез водорода может происходить стабильно на поверхности белого карлика в узком диапазоне темпов аккреции, что приводит к возникновению сверхмягкого источника рентгеновского излучения , но для большинства параметров двойной системы горение водорода термически нестабильно и быстро преобразуется. большое количество водорода превращается в другие, более тяжелые химические элементы в неуправляемой реакции высвобождая огромное количество энергии. Это сдувает оставшиеся газы с поверхности белого карлика и производит чрезвычайно яркую вспышку света.

Повышение яркости до пика может быть очень быстрым или постепенным. Это связано с классом скорости новой звезды; однако после пика яркость неуклонно снижается. Время, необходимое для распада новой звезды примерно на 2 или 3 величины от максимальной оптической яркости, используется для классификации по ее классу скорости. Быстрым новым обычно требуется менее 25 дней, чтобы распасться на 2 звездные величины, в то время как медленным новым потребуется более 80 дней.

Несмотря на насилии, как правило , количество вещества выбрасывается в Новом составляет лишь около 110000 от более солнечной массы , достаточно малых по отношению к массе белого карлика. Кроме того, во время выброса мощности сгорает только пять процентов наросшей массы. Тем не менее, этой энергии достаточно, чтобы ускорить выброс новой звезды до скоростей в несколько тысяч километров в секунду — более высоких для быстрых новых, чем для медленных — с одновременным увеличением светимости с нескольких солнечных до 50 000–100 000 солнечных. В 2010 году ученые с помощью космического гамма-телескопа Ферми НАСА обнаружили, что новая звезда также может испускать гамма-лучи (> 100 МэВ).

Потенциально белый карлик может генерировать несколько новых со временем, поскольку дополнительный водород продолжает аккрецию на его поверхности от звезды-компаньона. Примером может служить RS Ophiuchi , который, как известно, вспыхивал шесть раз (в 1898, 1933, 1958, 1967, 1985 и 2006 годах). В конце концов, белый карлик может взорваться как сверхновая типа Ia, если приблизится к пределу Чандрасекара .

Иногда новые звезды бывают достаточно яркими и достаточно близкими к Земле, чтобы их можно было заметить невооруженным глазом. Ярким недавним примером стала Nova Cygni 1975 года . Эта новая звезда появилась 29 августа 1975 года в созвездии Лебедя примерно в пяти градусах к северу от Денеба и достигла звездной величины 2,0 (почти такой же яркости, как Денеб ). Самыми последними из них были V1280 Scorpii , которая достигла звездной величины 3,7 17 февраля 2007 года, и Nova Delphini 2013 года . Новая Центавра 2013 года была открыта 2 декабря 2013 года и на данный момент является самой яркой новой звездой этого тысячелетия, достигая звездной величины 3,3.

Новые гелиевые

Гелиевая новая (испытывающая гелиевую вспышку) — это предложенная категория новых событий, в спектре которой отсутствуют водородные линии. Это может быть вызвано взрывом гелиевой оболочки на белом карлике. Теория была впервые предложена в 1989 г., и первым кандидатом на наблюдение новой гелиевой звезды была V445 Puppis в 2000 г. С тех пор четыре другие новые были предложены как гелиевые новые.

Влияние на нашу планету

Маловероятно, что сверхновые могут нести угрозу современному человечеству и каким-либо образом повлиять на нашу планету. Даже взрыв Бетельгейзе лишь осветит наше небо на несколько месяцев. Однако, безусловно, они решающим образом влияли на нас в прошлом. Примером тому служит первое из пяти массовых вымираний на Земле, произошедших 440 млн. лет назад. По одной из версий причиной этому вымиранию послужил гамма-вспышка, произошедшая в нашей Галактике.

Более примечательна совсем иная роль сверхновых. Как уже отмечалось, именно сверхновые создают химические элементы, необходимые для появления углеродной жизни. Земная биосфера не была исключением. Солнечная система сформировалось в газовом облаке, которые содержали осколки былых взрывов. Получается, мы все обязаны сверхновым своим появлением.

Более того, сверхновые и в дальнейшем влияли на эволюцию жизни на Земле. Повышая радиационный фон планеты, они заставляли организмы мутировать. Не стоит также забывать про крупные вымирания. Наверняка сверхновые не единожды «вносили коррективы» в земную биосферу. Ведь не будь тех глобальный вымираний, на Земле бы сейчас господствовали совсем другие виды.

Масштабы звездных взрывов

Чтобы наглядно понять, какой энергией обладают сверхновые взрывы, обратимся к уравнению эквивалента массы и энергии. Согласно нему, в каждом грамме материи заключено колоссальное количество энергии. Так 1 грамм вещества эквивалентен взрыву атомной бомбы, взорванной над Хиросимой. Энергия царь-бомбы эквивалента трём килограммам вещества.

Каждую секунду ходе термоядерных процессов в недрах Солнца 764 миллиона тонн водорода превращается в 760 миллион тонн гелия. Т.е. каждую секунду Солнце излучает энергию, эквивалентную 4 млн. тоннам вещества. Лишь одна двухмиллиардная часть всей энергии Солнца доходит до Земли, это эквивалентно двум килограммам массы. Поэтому говорят, что взрыв царь-бомбы можно было наблюдать с Марса. К слову, Солнце доставляет на Землю в несколько сотен раз больше энергии, чем потребляет человечество. То есть, чтобы покрыть годовые энергетические потребности всего современного человечества нужно превращать в энергию всего несколько тонн материи.

Учитывая вышесказанное, представим, что средняя сверхновая в своём пике «сжигает» квадриллионы тон вещества. Это соответствует массе крупного астероида. Полная же энергия сверхновой эквивалентна массе планеты или даже маломассивной звезды. Наконец, гамма-всплеск за секунды, а то и за доли секунды своей жизни, выплёскивает энергию, эквивалентную массе Солнца!

Такие разные сверхновые

Термин «сверхновая» не должен ассоциироваться исключительно с взрывом звёзд. Эти явления, пожалуй, также разнообразны, как разнообразны сами звёзды. Науке только предстоит понять многие их секреты.

Классовые различия

Остаток сверхновой Кассиопея А

Различные классы и подклассы сверхновых объясняются тем, какой звезда была до взрыва. К примеру, отсутствие водорода у сверхновых I класса (подкласса Ib, Ic) является следствие того, что водорода не было у самой звезды. Вероятнее всего, часть её внешней оболочки была потеряна в ходе эволюции в тесной двойной системе. Спектр подкласса Ic отличается от Ib отсутствием гелия.

В любом случае сверхновые таких классов происходят у звезд, не имеющих внешней водородно-гелиевой оболочки. Остальные же слои лежат в довольно строгих пределах своего размера и массы. Это объясняется тем, что термоядерные реакции сменяют друг друга с наступлением определенной критической стадии. Поэтому взрывы звезд Ic и Ib класса так похожи. Их пиковая светимость примерно в 1,5 миллиардов раз превышает светимость Солнца. Эту светимость они достигают за 2-3 дня. После этого их яркость в 5-7 раз слабеет за месяц и медленно уменьшается в последующие месяцы.

Звёзды сверхновых II типа обладали водородно-гелиевой оболочкой. В зависимости от массы звезды и других её особенностей это оболочка может иметь различные границы. Отсюда объясняются широкий диапазон в характерах сверхновых. Их яркость может колебаться от десятков миллионов до десятков миллиардов солнечных светимостей (исключая гамма-всплески – см. дальше). А динамика изменения яркость имеет самый различный характер.

Номенклатура, типы и классификация новых звёзд

До 1925 года новые звёзды именовались в соответствии с номенклатурой переменных звёзд Фридриха Аргеландера 1862 года, то есть имя состояло из буквенного индекса, соответствующего по порядку их открытия в созвездии, и названия созвездия. Так, например, в этой номенклатуре новая 1901 года в созвездии Персея обозначалась как GK Per. С 1925 года новые именуются как переменные звёзды, то есть индексом V, порядковым номером открытия в созвездии и названием созвездия: так, например, новая 1975 года в созвездии Лебедя обозначается как V1500 Cyg.

Неподтверждённые новые обозначают буквами PNV (англ. Possible Nova) с небесными координатами в формате: Jhhmmssss+ddmmsss.

Новые звёзды являются подклассом катаклизмических переменных звёзд (англ. Cataclysmic Variable, аббр. CV). Выделяют классические новые с большим периодом между вспышками и повторные новые с относительно частой повторяемостью вспышек.

NA — быстрые новые, англ. rapid novae, представитель GK Per
NB — медленные новые, англ. slow novae
NC — предельно медленные новые, англ. extremely slow novae, представитель RT Ser
NR — повторные новые, англ. recurrent novae.

Новые ярче 6m, начиная с 1890

Год	Новая	Максимум блеска
	T Возничего	3,8
	V1059 Стрельца	4,5
	V606 Орла	5,5
	GK Персея	0,2
	Nova Lacertae 1910	4,6
	Nova Geminorum 1912	3,5
	V603 Орла	−1,8
	Nova Cygni 1920	2,0
	RR Живописца	1,2
	DQ Геркулеса	1,4
	CP Ящерицы	2,1
	BT Единорога	4,5
	CP Кормы	0,3
	DK Ящерицы	5,0
	V446 Геркулеса	2,8
	V533 Геркулеса	3,0
	FH Змееносца	4,0
	V1500 Лебедя	2,0
	QU Лисички	5,2
	V842 Центавра	4,6
	V838 Геркулеса	5,0
	V1974 Лебедя	4,2
	V1494 Орла	5,03
	V382 Парусов	2,6
	V1280 Скорпиона	3,75
	V339 Дельфина	4,3
	V1369 Центавра	3,3
	Новая Стрельца 2015	4,0
	Новая Сетки 2020	+3.7
	Новая Кассиопеи 2021	+5.2

Повторные новые

Повторные новые — класс новых звёзд, которые наблюдались в нескольких мощных вспышках c интервалом между вспышками в несколько десятков лет, при которых яркость звезды увеличивается в среднем на 10m.

Гиперновые взрывы

Астрономы также выделяют гиперновые вспышки. Их энергия выше на несколько порядков, чем у обычных сверхновых. Гиперновые звёзды представляют взрыв массивных объектов, которые называются гипергигантами. Эти газовые шары могут достигать 150 солнечных масс.

Гиперновые звёзды вызывают большой интерес не только у учёных, но и у любителей астрономии.

Небесные тела часто выступают причиной гамма-всплесков. Такие явления длятся от сотых секунд до нескольких часов. Этот феномен считается редким электромагнитным событием. За несколько секунд гамма-всплеск может испустить количество энергии, эквивалентное массе Солнца. Специалисты продолжают изучать природу этого явления.

Номенклатура, типы и классификация новых звёзд

До 1925 г. новые звёзды именовались в соответствии с номенклатурой переменных звёзд Фридриха Аргеландера 1862 года, то есть имя состояло из буквенного индекса, соответствующего по порядку их открытия в созвездии, и названия созвездия. Так, например, в этой номенклатуре новая 1901 года в созвездии Персея обозначалась как GK Per. С 1925 года новые именуются как переменные звёзды, то есть индексом V, порядковым номером открытия в созвездии и названием созвездия: так, например, новая 1975 года в созвездии Лебедя обозначается как V1500 Cyg.

Неподтверждённые новые обозначают буквами PNV (англ. Possible Nova) с небесными координатами в формате: Jhhmmssss+ddmmsss.

Новые звёзды являются подклассом катаклизмических переменных звёзд (англ. Cataclysmic Variable, аббр. CV). Выделяют классические новые с большим периодом между вспышками и повторные новые с относительно частой повторяемостью вспышек.

Na — быстрые новые, англ. rapid novae, представитель GK Per
Nb — медленные новые, англ. slow novae
Nc — предельно медленные новые, англ. extremely slow novae, представитель RT Ser
NR — повторные новые, англ. recurrent novae.

Новые ярче 6 зв. вел., начиная с 1890

Основная статья: Список новых звёзд

Год	Новая	Максимальный блеск
	T Aurigae	3,8
	V1059 Sagittarii	4,5
	V606 Aquilae	5,5
	GK Persei	0,2
	Nova Lacertae 1910	4,6
	Nova Geminorum 1912	3,5
	V603 Aquilae	−1,8
	Nova Cygni 1920	2,0
	RR Pictoris	1,2
	DQ Herculis	1,4
	CP Lacertae	2,1
	BT Monocerotis	4,5
	CP Puppis	0,3
	DK Lacertae	5,0
	V446 Herculis	2,8
	V533 Herculis	3,0
	FH Serpentis	4,0
	V1500 Cygni	2,0
	QU Vulpeculae	5,2
	V842 Centauri	4,6
	V838 Herculis	5,0
	V1974 Cygni	4,2
	V1494 Aquilae	5,03
	V382 Velorum	2,6
	V1280 Scorpii	3,75
	V339 Дельфина	4,3
	V1369 Центавра	3,3
	Новая Стрельца 2015	4,0

Повторные новые

Основная статья: Повторные новые

Классификация звезд сверхгигантов

По Йеркской классификации, отражающей подчинение спектра светимости, сверхгиганты относятся к I классу. Их разделили на две группы:

Ia – яркие сверхгиганты или гипергиганты;
Ib – менее яркие сверхгиганты.

По своему спектральному типу в Гарвардской классификации эти звезды занимают промежуток от O до M. Голубые сверхгиганты представлены классам O, B, A, красные – K, M, промежуточные и плохо изученные желтые – F, G.

Красные сверхгиганты

Крупные звезды покидают главную последовательность, когда в их ядре начинается горение углерода и кислорода, – они становятся красными сверхгигантами. Их газовая оболочка вырастает до огромных размеров, распространяясь на миллионы километров. Химические процессы, проходящие с проникновением конвекции из оболочки в ядро, приводят к синтезу тяжелых элементов железного пика, которые после взрыва разлетаются в космосе. Именно красные сверхгиганты обычно заканчивают жизненный путь светила и взрываются сверхновой. Газовая оболочка звезды дает начало новой туманности, а вырожденное ядро превращается в белого карлика. Антарес и Бетельгейзе – крупнейшие объекты из числа умирающих красных светил.

Голубые сверхгиганты

Ригель

В отличие от красных, доживающих долгую жизнь гигантов, – это молодые и раскаленные звезды, превосходящие своей массой солнечную в 10-50 раз, а радиусом – в 20-25 раз. Их температура впечатляет – она составляет 20-50 тыс. градусов. Поверхность голубых сверхгигантов стремительно уменьшается из-за сжатия, при этом излучение внутренней энергии непрерывно растет и повышает температуру светила. Результатом такого процесса становится превращение красных сверхгигантов в голубые. Астрономы заметили, что звезды в своем развитии проходят различные стадии, на промежуточных этапах они становятся желтыми или белыми. Ярчайшая звезда созвездия Ориона – Ригель – отличный пример голубого сверхгиганта. Ее внушительная масса в 20 раз превышает Солнце, светимость выше в 130 тыс. раз.

Денеб

В созвездии Лебедя наблюдается звезда Денеб – еще один представитель этого редкого класса. Ее спектральный класс Ia, это – яркий сверхгигант. На небосводе по своей светимости эта далекая звезда может сравниться только с Ригелем. Интенсивность ее излучения сравнима с 196 тыс. Солнц, радиус объекта превосходит наше светило в 200 раз, а вес – в 19. Денеб быстро теряет свою массу, звездный ветер невероятной силы разносит ее вещество по Вселенной. Звезда уже вступила в период нестабильности. Пока ее блеск изменяется по небольшой амплитуде, но со временем станет пульсирующим. После исчерпания запаса тяжелых элементов, которые поддерживают стабильность ядра, Денеб, как другие голубые сверхгиганты, вспыхнет сверхновой, а его массивное ядро станет черной дырой.

Интересные факты

Красный карлик может существовать миллиарды лет, экономно расходуя внутреннее топливо, а для сверхгиганта этот период сокращается до нескольких миллионов.

Туманность вокруг Полярной звезды

Известная всем Полярная звезда – представительница этого класса. Она относится к желтому спектру, ее радиус больше солнечного в 30 раз, а светимость – в 2200.

Гипергиганты не значительно превосходят сверхгигантов по размеру, но при этом превалируют в массе в десятки раз, а их яркость достигает от 500 тыс. до 5 млн. светимостей Солнца. Эти звезды имеют самую короткую жизнь, иногда она исчисляется сотнями тысяч лет. Таких ярких и мощных объектов в нашей Галактике найдено около 10.

Изначально ученые считали, что голубые гиганты взрываются, переходя в стадию красных. Но неоднократные наблюдения вспышек сверхновых непосредственно из голубых сверхгигантов, доказали ошибочность этой теории. Колоссальная энергия таких процессов стала неожиданностью для ученых. Под пристальное наблюдение попала Эта Киля, являющаяся нестабильной. Этот голубой сверхгигант, способный затмить 120 Солнц, может взорваться сверхновой в недалеком будущем. Воздействие взрывной волны подобной силы на нашу Солнечную систему непредсказуемо, но мы точно не узнаем о них.