Надгігант — тип дуже яскравих, великих і масивних зір, світність яких може у мільйони разів перевищувати сонячну, а радіус — у тисячі разів. Ці зорі займають верхню частину діаграми Герцшпрунга — Рассела й належать до класу світності I, займаючи місце між гіпергігантами (клас світності 0) і яскравими гігантами (клас світності II).
Надгіганти — молоді та короткоживучі зорі, що належать до населення I. Вони істотно відрізняються від менш масивних зір перебігом своєї еволюції. У надрах надгігантів відбуваються термоядерні реакції, що потребують високих температур і густин, і синтезуються важкі елементи аж до заліза. Для надгігантів характерний сильний зоряний вітер, і майже всі вони є змінними. На певному етапі ядро зорі колапсує, вивільняє велику кількість енергії та скидає свої зовнішні шари, що спостерігається як вибух наднової типу II, після чого від зорі залишається нейтронна зоря або чорна діра. Надгіганти та породжувані ними наднові є основним джерелом збагачення міжзоряного середовища гелієм та альфа-елементами.
Історія Ще в 1897 році Антонія Каетана Мори поділила зорі за шириною їхніх спектральних ліній. Її клас «c» охоплював зорі з найвужчими лініями. Хоча тоді цього не знали, саме ці зорі були найяскравішими. У 1910-ті роки Ейнар Герцшпрунг уперше ввів термін «гігант», коли стало очевидно, що більшість зір зосереджується у двох різних областях діаграми Герцшпрунга — Рассела. Одна з них містила більші і яскравіші зорі спектральних класів A–M, які отримали назву гіганти. У той час вимірювати відстані до далеких ще було дуже складно, тому світності найясравіших зір були відомі дуже неточно. Втім згодом стало зрозуміло, що деякі з зір-гігантів значно яскравіші за решту, і для них виник термін «надгігант» (, а згодом ). У 1943 році Вільям Вілсон Морган і Філіп Чайлдс Кінан формалізували визначення класів світності, віднісши надгіганти до класу I. Систему класів світності Моргана — Кінана використовують і сьогодні, з уточненнями, що враховують вищу роздільну здатність сучасних спектрів.
Характеристики
Надгіганти вирізняються надзвичайно великою світністю й займають верхню частину діаграми Герцшпрунга — Рассела. При цьому розміри не є визначальними для класифікації зорі як надгіганта: так червоні гіганти можуть мати більші радіуси, ніж блакитні надгіганти. Світності таких зір становлять від десятків тисяч до мільйонів світностей Сонця, відповідно, абсолютні зоряні величини в середньому змінюються від −4m до −8m. Радіуси таких зір можуть сягати від 20 до кількох тисяч радіусів Сонця — найбільші надгіганти, опинившись на місці Сонця, заповнили б простір до орбіти Юпітера.
Надгіганти спектральних класів O–A зазвичай називають блакитними надгігантами, надгіганти класів F і G — жовтими надгігантами, а класи K–M — червоними надгігантами. Інша класифікація спирається на температуру: надгіганти з ефективною температурою нижче 4800 K вважають червоними, із температурою 4800–7500 K — жовтими, а з температурою понад 7500 K — блакитними. Абсолютна більшість надгігантів належить до класу B — їх більше, ніж усіх інших разом узятих. Червоні надгіганти — найбільші за розмірами, але через нижчу температуру поверхні мають у середньому таку саму світність, як жовті та блакитні. Надгіганти належать до класу світності I, який поділяють на підкласи Ia та Ib, що відповідають більш яскравим і менш яскравим надгігантам. Найяскравіші з них виділяють в окремий тип — гіпергіганти. До блакитних надгігантів належить Рігель, до червоних — Бетельгейзе, до жовтих — Полярна зоря.
Зорі, які в процесі еволюції стають надгігантами, мають початкову масу не менше 8–10 . Такі масивні зорі проходять свою зоряну еволюцію дуже швидко, тому надгіганти — дуже молоді зорі, їхній вік не перевищує кількох мільйонів років. Вони належать до тонкого диска Галактики і входять до населення I.
Через великий радіус надгіганти мають мале прискорення вільного падіння — у червоних надгігантів воно може становити 10−2 м/с2, і дуже низькі густини — найменші у червоних надгігантів, близько 10−7 г/см3. Це призводить до того, що їхні спектри мають дуже вузькі й глибокі спектральні лінії, а самі надгіганти характеризуються потужним зоряним вітром і частими викидами речовини в космос.
Більшість надгігантів є змінними зорями різних типів. Наприклад, блакитні надгіганти можуть бути яскравими блакитними змінними, жовті — класичними цефеїдами, а червоні — міридами.
Еволюція
Еволюція надгігантів також відрізняється від еволюції менш масивних зір. Зорі, у ядрах яких вичерпався водень, сходять із головної послідовності й продовжують спалювати його в оболонці навколо ядра. На цьому етапі з'являються відмінності: якщо зорі з масою менше 10 досягають межі Хаяші й переходять на гілку червоних гігантів, після чого починають ядерне горіння гелію в ядрі, то у більш масивних зір гелій запалюється ще до досягнення межі Хаяші, коли зоря має достатньо високу температуру і є блакитним надгігантом. При цьому масивні зорі майже не збільшують світність, оскільки вона вже близька до критичної, хоча вони розширюються й поступово охолоджуються.
Після вичерпання гелію в ядрі зорі там поступово починається ядерне горіння вуглецю, а гелій продовжує згоряти в оболонці навколо ядра. Далі, аналогічним чином, у ядрі починають відбуватися інші ядерні реакції й синтезуються нові елементи, аж до заліза. У зорі формується багато шарів із різних хімічних елементів, на межах яких відбуваються ядерні реакції. Тривалість стадії надгіганта становить близько десятої частини і без того короткого життя зорі — не більше кількох мільйонів років, причому більшу частину цього часу зоря спалює в ядрі гелій, тоді як інші фази нуклеосинтезу тривають не довше кількох тисяч років.
У наймасивніших зорях асимптотичної гілки гігантів (із масами 8–10 ) на певному етапі їхньої еволюції накопичується достатньо вуглецю й відбувається вуглецева детонація, внаслідок чого зоря, якщо не руйнується, також починає спалювати вуглець і еволюціонує як надгігант. Такі зорі вважають проміжними між більш масивними надгігантами та менш масивними зорями асимптотичної гілки гігантів.
У будь-якому разі, спостережувана еволюція може відбуватися по-різному й залежить від багатьох чинників. Якщо зоря зберігає свої зовнішні оболонки, вона продовжує розширюватися, червоніє і стає спочатку жовтим, а потім червоним надгігантом. Якщо ж зоря втрачає більшу частину оболонки через сильний зоряний вітер або взаємодію з іншою зорею в тісній подвійній системі, її температура зростає, і вона знову може стати блакитним надгігантом або навіть зорею Вольфа — Рає. Водночас втрата частини оболонки не перешкоджає подальшому розширенню зорі та її перетворенню на червоний надгігант.
Нуклеосинтез +Різні стадії нуклеосинтезу в ядрах зір різної масиСтадіяТривалість стадії в роках15 20 25 Горіння водню1,17,55,9Горіння гелію1,49,36,8Горіння вуглецю26001400970Горіння неону2,01,50,77Горіння кисню2,50,790,33Горіння кремнію0,290,0310,023 Процеси нуклеосинтезу в надгігантах складні й різноманітні. У їхніх ядрах послідовно відбуваються різні реакції, у яких утворюються хімічні елементи аж до заліза: його синтезують зорі з масами не менше 10–15 . Синтез важчих елементів енергетично невигідний, тому не відбувається.
Однією з особливостей цих процесів є те, що останні стадії нуклеосинтезу завершуються дуже швидко — за час порядку або менший за кілька років. Водночас характерний час, за який зоря може суттєво змінити розмір, температуру й світність, відповідає тепловій часовій шкалі, яка для надгігантів становить приблизно 102–103 років. Отже, під час цих процесів зовнішні характеристики зорі майже не змінюються, а значну роль у перенесенні зростаючого потоку енергії з ядра починає відігравати нейтринне випромінювання.
Горіння вуглецю Після вичерпання гелію в ядрі воно стискається, і при досягненні температури (0,3–1,2) K у ньому починається ядерне горіння вуглецю:
^{12}C + ^{12}C -> ^{24}Mg
Ізотоп магнію перебуває у збудженому стані, тому може розпадатися одним із таких шляхів:
^{24}Mg -> ^{23}Mg + n ^{24}Mg -> ^{20}Ne + \alpha ^{24}Mg -> ^{23}Na + p
Саме на цій стадії нейтрино починають відігравати вирішальну роль у перенесенні енергії з ядра.
Горіння неону На момент завершення горіння вуглецю ядро зорі складається переважно з кисню (0,7 маси ядра), неону (0,2–0,3 маси ядра) та магнію. Серед цих частинок найменший кулонівський бар'єр має кисень, але завдяки наявності в ядрі високоенергетичних фотонів ендотермічні реакції за участю неону стають можливими за нижчої температури (1,2–1,9) K:
^{20}Ne + \gamma -> ^{16}O + \alpha
Утворені при цьому альфа-частинки буруть участь в подальших екзотермічних реакціях, зокрема, в такій:
^{20}Ne + \alpha -> ^{24}Mg + \gamma
Сумарне енерговиділення в усіх цих реакціях, що відбуваються одночасно, робить стадію ядерного горіння неону екзотермічною.
Горіння кисню Коли температура в ядрі досягає (1,5–2,6) K, запускається ядерне горіння кисню:
^{16}O + ^{16}O -> ^{32}S
Ядро сірки може розпадатися так:
^{32}S -> ^{31}S + n ^{32}S -> ^{31}P + p ^{32}S -> ^{30}P + ^2D ^{32}S -> ^{28}Si + \alpha
Горіння кремнію Ядерне горіння кремнію починається, коли температура в ядрі досягає 2,3 K, при цьому утворюється залізо. Частина кремнію та інших ядер проходить через реакції фотодезінтеграції:
^{28}Si + \gamma -> ^{24}Mg + \alpha ^{24}Mg + \gamma -> ^{20}Ne + \alpha ^{20}Ne + \gamma -> ^{16}O + \alpha ^{16}O + \gamma -> ^{12}C + \alpha ^{12}C + \gamma -> 3 \alpha
Альфа-частинки, утворені таким чином, беруть участь в альфа-процесі, кінцевим продуктом якого є ядра нікелю. Його ядра внаслідок двох бета-розпадів перетворюються на ядра заліза:
^{28}Si + 7 \alpha -> ^{56}Ni ^{56}Ni -> ^{56}Fe + 2\beta Пряма реакція ^{28}Si + ^{28}Si -> ^{56}Ni малоймовірна через занадто великий кулонівський бар'єр.
Водночас утворені елементи розщеплюються внаслідок фотодезінтеграції, але рівновага між синтезом і розщепленням усіх елементів у ядрі досягається лише тоді, коли ядро переважно складається із заліза. Цей стан називається ядерною статистичною рівновагою ().
Колапс ядра Коли ядро зорі досягає ядерної статистичної рівноваги, через процеси фотодисоціації та релятивістські ефекти показник адіабати для нього падає нижче 4/3. Після цього ядро вже не може врівноважувати власну вагу тиском і починає стискатися. Спочатку стискання відбувається відносно повільно — у тепловій часовій шкалі, при цьому також істотно зростає нейтринний потік. Однак зорі з масами 8–10 можуть уникнути цього і, втративши оболонку, перетворитися на планетарну туманність, а згодом — на білий карлик, подібно до зір асимптотичної гілки гігантів.
У міру ущільнення ядра в ньому починається нейтронізація речовини, і кількість електронів зменшується. Оскільки вільні електрони істотно впливають на тиск, нейтронізація знижує тиск у ядрі, і стискання прискорюється. Крім того, фотодисоціація призводить до утворення ще більшої кількості альфа-частинок, і показник адіабати додатково зменшується. Ядро починає колапсувати і за кілька мілісекунд досягає густини порядку 1014 г/см3 — це густина нейтронної зорі.
У цей момент речовина стає практично нестисливою, і колапс різко зупиняється. Ядро відскакує й стикається із зовнішніми шарами, породжуючи ударну хвилю з енергією порядку 1045–1046 Дж. Оскільки в такому щільному середовищі нейтрино вже не можуть покинути ядро і винести частину енергії, ударна хвиля з великою швидкістю скидає оболонку зорі — відбувається вибух наднової типу II, а від зорі залишається нейтронна зоря або чорна діра.
Вибух наднової збагачує навколишній простір елементами, що утворилися протягом життя зорі, а також під час самого вибуху внаслідок вибухового нуклеосинтезу. Кількісно оцінити масу викинутої речовини складно, однак відомо, що наднові, породжені надгігантами, є основним джерелом гелію та альфа-елементів у міжзоряному середовищі.
Приклади
В таблиці представлені деякі параметри зір класу світності I, тобто надгігантів: