Сверхгигант

Сверхгиганты отличаются от других звёзд очень большой светимостью и размерами и занимают верхнюю часть диаграммы Герцшпрунга ― Рассела^[2]. Светимости таких звёзд составляют от десятков тысяч до миллионов светимостей Солнца, соответственно, абсолютные звёздные величины в среднем варьируются от −4^m до −8^m. Радиусы таких звёзд могут составлять от 20 R_⊙ до нескольких тысяч — наиболее крупные сверхгиганты, оказавшись на месте Солнца, заполнили бы пространство до орбиты Юпитера^[3][4][5][6].

Температуры на поверхности сверхгигантов варьируют в широком диапазоне: встречаются сверхгиганты спектральных классов от O до M, по этой причине выделяют голубые, жёлтые и красные сверхгиганты. Абсолютное большинство сверхгигантов принадлежит классу B — их больше, чем всех остальных, вместе взятых^[7]. Красные сверхгиганты — наиболее крупные, но из-за более низкой температуры поверхности имеют в среднем такую же светимость, как жёлтые и голубые. Сверхгиганты составляют класс светимости I, который делится на подклассы Ia и Ib^[6], относящиеся соответственно к более ярким и менее ярким сверхгигантам. Сверхгиганты с наибольшей светимостью выделяются в отдельный тип ― гипергиганты^[8][5][9]. К голубым сверхгигантам относится Ригель, к красным ― Бетельгейзе, к жёлтым — Полярная звезда^[5][6].

Звёзды, которые становятся сверхгигантами в ходе своей эволюции (см. ниже^[⇨]), имеют начальную массу не менее 8―10 M_⊙^[10]. Из этого следует, что сверхгиганты ― очень молодые звёзды, их срок жизни не превышает миллионы лет^[3][5]. Они принадлежат тонкому диску Галактики и относятся к населению I^[11][12].

Из-за большого радиуса сверхгиганты имеют малое ускорение свободного падения — у красных сверхгигантов оно может составлять 10⁻² м/с^2[13], и очень низкие плотности^[14] ― наименьшие у красных сверхгигантов, около 10⁻⁷ г/см^3[6]. Это приводит к тому, что спектры этих звёзд имеют очень узкие и глубокие спектральные линии, а у самих сверхгигантов наблюдается сильный звёздный ветер и частые выбросы вещества в космос^[2][4][5].

Практически все сверхгиганты являются переменными звёздами различных типов^[5]. Например, голубые сверхгиганты могут быть яркими голубыми переменными, жёлтые — классическими цефеидами, а красные — миридами^[15][16].

Эволюция сверхгигантов также отличается от эволюции менее массивных звёзд. Звёзды, в ядрах которых исчерпался водород, сходят с главной последовательности и продолжают сжигать его в оболочке вокруг ядра. На этом этапе появляются различия: если звёзды с массой менее 10 M_⊙ доходят до предела Хаяши и вступают на ветвь красных гигантов, после чего начинают Тройная гелиевая реакция в ядре, то у более массивных звёзд гелий загорается ещё тогда, когда звезда не дошла до предела Хаяши, имеет достаточно высокую температуру и является голубым сверхгигантом. При этом массивные звёзды не сильно увеличивают светимость, так как у них она уже близка к критической, хотя и увеличиваются в размере и продолжает постепенно охлаждаться^[10][17][18].

После исчерпания гелия в ядре звезды там постепенно начинается ядерное горение углерода, а гелий продолжает сгорать вокруг ядра. Дальше, аналогичным образом, в ядре начинают происходить другие ядерные реакции и вырабатываться новые элементы, вплоть до железа (см. ниже^[⇨]). В звезде образуется множество слоёв из разных химических элементов, на границах которых происходят ядерные реакции^[19][20]. Продолжительность стадии сверхгиганта составляет около десятой части и без того короткого срока жизни звезды — не более миллионов лет, причём большую часть этого времени звезда сжигает в ядре гелий, а остальные фазы нуклеосинтеза длятся не более нескольких тысяч лет^[3][21][22].

В наиболее массивных звёздах асимптотической ветви гигантов — с массами 8—10 M_⊙ — на определённом этапе их эволюции накапливается достаточно углерода и происходит углеродная детонация, в результате которой звезда, если остаётся целой, также начинает сжигать углерод и эволюционирует как сверхгигант^[23][24][25]. Такие звёзды считаются промежуточными между более массивными сверхгигантами и менее массивными звёздами асимптотической ветви гигантов^[26][27].

В любом случае, внешне наблюдаемая эволюция может идти по-разному и зависит от множества факторов. Если звезде удаётся сохранить свои внешние оболочки, то её расширение продолжается, она краснеет и становится сначала жёлтым, а затем красным сверхгигантом. Если же звезда лишается большей части оболочки из-за сильного звёздного ветра или притяжения другой звезды в тесной двойной системе, она повышает температуру и снова может стать голубым сверхгигантом или даже звездой Вольфа — Райе. Тем не менее, потеря части оболочки не препятствует повторному расширению звезды и превращению её в красный сверхгигант^[4][10][28].

Процессы нуклеосинтеза в сверхгигантах сложны и разнообразны. В их ядрах последовательно происходят различные реакции, в которых вырабатываются химические элементы, вплоть до железа: его создают звёзды с массами не менее 10—15 M_⊙. Синтез более тяжёлых элементов энергетически невыгоден, поэтому идти не может^[30][24].

Одна из особенностей этих процессов состоит в том, что последние стадии нуклеосинтеза завершаются очень быстро — за срок порядка или меньше нескольких лет. При этом время, за которое звезда может достаточно изменить размер, температуру и светимость, соответствует тепловой временной шкале, которая для сверхгигантов составляет около 10²—10³ лет. Следовательно, при этих процессах внешние характеристики звезды практически не меняются, а значительную роль в переносе возросшего потока энергии из ядра начинает играть нейтринное излучение^[31].

После того, как в ядре звезды исчерпывается гелий, оно сжимается, и, при достижении температуры 0,3—1,2⋅10⁹ K в нём начинается ядерное горение углерода^[32]:

${\displaystyle {\ce {^{12}C + ^{12}C -> ^{24}Mg}}}$

Изотоп магния находится в возбуждённом состоянии, поэтому может распадаться по одному из приведённых путей^[32]:

${\displaystyle {\ce {^{24}Mg -> ^{23}Mg + n}}}$

${\displaystyle {\ce {^{24}Mg -> ^{20}Ne + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{24}Mg -> ^{23}Na + p}}}$

Также именно во время этой стадии нейтрино начинают играть решающую роль в переносе энергии из ядра^[32].

К моменту, когда горение углерода завершается, ядро звезды состоит в основном из кислорода (0,7 массы ядра), неона (0,2—0,3 массы ядра) и магния. Среди этих частиц наименьший кулоновский барьер имеет кислород, но, благодаря наличию в ядре фотонов с высокими энергиями, эндотермические реакции с участием неона становятся доступны при меньшей температуре в 1,2—1,9⋅10⁹ K^[33]:

${\displaystyle {\ce {^{20}Ne + \gamma -> ^{16}O + \alpha}}}$

Тем не менее, энерговыделение от остальных реакций, идущих в то же время, делает стадию горения неона экзотермической^[33].

Когда температура в ядре достигает 1,5—2,6⋅10⁹ K, запускается ядерное горение кислорода^[34]:

${\displaystyle {\ce {^{16}O + ^{16}O -> ^{32}S}}}$

Ядро серы может распадаться следующим образом^[34]:

${\displaystyle {\ce {^{32}S -> ^{31}S + n}}}$

${\displaystyle {\ce {^{32}S -> ^{31}P + p}}}$

${\displaystyle {\ce {^{32}S -> ^{30}P + ^2D}}}$

${\displaystyle {\ce {^{32}S -> ^{28}Si + \alpha}}}$

Ядерное горение кремния начинается, когда температура в ядре достигает 2,3⋅10⁹ K, при этом формируется железо. Часть кремния проходит через реакции фотодезинтеграции^[35]:

${\displaystyle {\ce {^{28}Si + \gamma -> ^{24}Mg + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{24}Mg + \gamma -> ^{20}Ne + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{20}Ne + \gamma -> ^{16}O + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{16}O + \gamma -> ^{12}C + \alpha}}}$

${\displaystyle {\ce {^{12}C + \gamma -> 3 \alpha}}}$

Альфа-частицы, образованные таким образом, участвуют в альфа-процессе, конечным продуктом которого являются ядра никеля. Его ядра в результате двойного бета-распада превращаются в ядра железа^[35][36]:

${\displaystyle {\ce {^{28}Si + 7 \alpha -> ^{56}Ni}}}$

${\displaystyle {\ce {^{56}Ni -> ^{56}Fe + 2\beta}}}$

Прямая же реакция ${\displaystyle {\ce {^{28}Si + ^{28}Si -> ^{56}Ni}}}$ маловероятна из-за того, что кулоновский барьер для неё слишком велик^[36].

Вместе с тем образуемые элементы расщепляются в результате фотодезинтеграции, но равновесие между синтезом и расщеплением всех элементов в ядре достигается только тогда, когда ядро по большей части становится железным. Это состояние называется ядерным статистическим равновесием (англ. nuclear statistical eqilibrium)^[35][37].

Когда ядро звезды достигает ядерного статистического равновесия, из-за процессов фотодиссоциации и релятивистских эффектов показатель адиабаты для её ядра падает ниже 4/3. Как следствие теоремы вириала, ядро оказывается неспособным уравновешивать свой вес давлением и начинает сжиматься. Первоначально сжатие происходит не очень быстро — в тепловой временной шкале, при этом также значительно возрастает нейтринный поток^[24][38][39]. Однако звёзды с массами 8—10 M_⊙ могут избежать этого, и, лишившись оболочки, превратиться в планетарную туманность, а затем в белых карликов, как звёзды асимптотической ветви гигантов^[40].

По мере уплотнения ядра в нём начинает происходить нейтронизация вещества, и электронов в нём становится меньше. Так как свободные электроны вносят значительный вклад в давление, то нейтронизация уменьшает давление в ядре, и сжатие ускоряется. Кроме того, фотодиссоциация приводит к появлению ещё большего числа альфа-частиц, и показатель адиабаты дополнительно уменьшается. Ядро начинает коллапсировать и за несколько миллисекунд достигает плотности порядка 10¹⁴ г/см³ — это плотность нейтронной звезды^[39].

В этот момент материал становится несжимаемым, и коллапс резко прекращается. Ядро при этом отскакивает и сталкивается со внешними слоями, порождая ударную волну, энергия которой составляет порядка 10⁴⁵—10⁴⁶ Дж. С учётом того, что в такой плотной среде нейтрино уже не могут покинуть ядро и унести часть энергии, ударная волна с большой скоростью сбрасывает оболочку звезды — получается взрыв сверхновой типа II, а от звезды остаётся нейтронная звезда или чёрная дыра^[39].

Взрыв сверхновой приводит к тому, что окружающее пространство обогащается элементами, которые были выработаны в течение жизни звезды, а также во время вспышки сверхновой при взрывном нуклеосинтезе. Количественное определение массы выброшенного вещества затруднительно, но известно, что сверхновые, порождаемые сверхгигантами — основной поставщик гелия и альфа-элементов в межзвёздную среду^[39].