какую температуру имеют голубые гиганты
Голубой гигант
Вследствие высокой светимости голубые гиганты очень быстро расходуют своё термоядерное топливо, поэтому время их существования невелико. В общем случае продолжительность пребывания звезды на стадии главной последовательности обратно пропорционально кубу её массы, таким образом, для голубых гигантов это время составляет порядка 10 млн лет.
Связанные понятия
Гига́нт — тип звёзд со значительно бо́льшим радиусом и высокой светимостью, чем у звёзд главной последовательности, имеющих такую же температуру поверхности. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца. Звёзды со светимостью большей, чем у гигантов, называются сверхгиганты и гипергиганты. Горячие и яркие звёзды главной последовательности также могут быть отнесены к белым гигантам. Помимо этого, из-за своего большого радиуса и высокой.
Упоминания в литературе
Связанные понятия (продолжение)
Голубые карлики — гипотетический класс звёзд, эволюционирующий из красных карликов, звёзд по массе меньших, чем Солнце (менее 0,5 масс Солнца и вплоть до минимального порога масс звёзд).
Кори́чневые ка́рлики, или бу́рые ка́рлики («субзвёзды», или «химические звёзды»), — субзвёздные объекты (с массами в диапазоне от 0,012 до 0,0767 массы Солнца, или, соответственно, от 12,57 до 80,35 массы Юпитера). Как и в звёздах, в них идут термоядерные реакции ядерного синтеза на ядрах лёгких элементов (дейтерия, лития, бериллия, бора), но, в отличие от звёзд главной последовательности, вклад в тепловыделение таких звёзд ядерной реакции слияния ядер водорода (протонов) незначителен, и после исчерпания.
Бе́лые ка́рлики — проэволюционировавшие звёзды с массой, не превышающей предел Чандрасекара (максимальная масса, при которой звезда может существовать как белый карлик), лишённые собственных источников термоядерной энергии.
103—106 раз (в среднем увеличение светимости — в
12 звёздных величин).
В списке приведены самые массивные звёзды, известные на сей день. Список упорядочен в порядке убывания массы звезды. За единицу измерения взята масса Солнца.
В списке приведены самые маломассивные звёзды, известные на сей день. По современным представлениям, граница между самыми лёгкими звёздами Главной последовательности и тяжёлыми коричневыми карликами проходит на уровне 80,35 масс Юпитера (или 0,0767 массы Солнца). Эта граница не является точной, так как начало протон-протонной реакции зависит от содержания в веществе звезды элементов тяжелее гелия (углерод, кислород, неон являются катализаторами протон-протонной реакции). Температура поверхности тоже.
Звезда солнечного типа, звезда-аналог Солнца и двойник Солнца — это три категории звёзд, более или менее похожих на Солнце. Изучение этих звёзд весьма важно для лучшего понимания свойств Солнца, его уникальности или, наоборот, типичности среди других звёзд, а также возможности существования обитаемых планет у других звёзд солнечного типа.
Пульсирующие белые карлики — один из типов пульсирующих переменных звёзд. Светимость этих белых карликов меняется из-за их нерадиальных пульсаций, вызванных волнами гравитации (gravity wave) (не гравитационными волнами!). У этих звёзд наблюдаются небольшие (1 % — 30 %) изменения светимости, которые получаются в результате наложения нескольких колебаний с периодами от сотен до тысяч секунд. Эти пульсации представляют интерес для астросейсмологии и дают информацию о внутреннем устройстве белых карликов.
Карликовые новые или звезды типа U Близнецов (U Gem, UG) являются одним из видов катаклизмических переменных звёзд — тесной двойной звёздной системой, в которой один из компонентов — белый карлик, на который аккрецируется вещество со спутника. Они похожи на классические новые звёзды в том плане, что белый карлик участвует в периодических вспышках, но механизмы вспышек разные: в классических новых звёздах вспышка — результат термоядерной реакции и детонации аккрецировавшего водорода, в то время как.
Мириды — класс пульсирующих переменных звёзд, названный по имени звезды Мира из созвездия Кита. К этому классу относятся звезды поздних спектральных классов с изменениями блеска более чем на 2,5 звёздной величины в видимом диапазоне. Период их пульсации может составлять от 80 до 1000 дней. Мириды — гиганты, находящиеся на конечных этапах звёздной эволюции, которые в течение нескольких миллионов лет сбрасывают свою внешнюю оболочку и превращаются в белых карликов.
Яркие голубые переменные (ЯГП; англ. Luminous blue variables, LBV), также известные как переменные типа S Золотой Рыбы (англ. S Doradus variables, SDOR) — очень яркие голубые пульсирующие гипергиганты, названные по звезде S Золотой Рыбы (S Dor) в Большом Магеллановом Облаке. Они показывают неправильные (иногда циклические) изменения блеска с амплитудой от 1m до 7m. Обычно, это самые яркие голубые звезды галактик, в которых они наблюдаются. Как правило, связаны с диффузными туманностями и окружены.
Чёрные ка́рлики — остывшие и вследствие этого не излучающие (или слабоизлучающие) в видимом диапазоне белые карлики. Представляют собой конечную стадию эволюции белых карликов в отсутствие аккреции.
Жуткие голубые гиганты могут раскрыть тайны эволюции звёзд
Перевод статьи Пола Саттера (PAUL M. SUTTER), опубликованной на сайте Universe Today
Речь идёт о редких ярких голубых переменных звездах, которые могут заключать в себе разгадки к пониманию связи между жизнью звёзд и их смертью.
Голубой период
Яркие голубые переменные (LBV) звёзды невероятно редкие объекты. На данный момент астрономам известно о существовании всего примерно 20 (это не точно) таких объектов, и считается, что в нашей галактике их может быть максимум несколько сотен. Из-за того, что они такие редкие, мы их плохо понимаем. Из-за того, что мы их плохо понимаем, их трудно описать.
Туманность Гомункул, образовавшаяся после грандиозного взрыва LBV Эты Киля (Eta Carinae). Jon Morse (University of Colorado) & NASA Hubble Space Telescope
Вот что нам известно:
Разминка перед финалом
Наверное самая главная загадка звёзд LBV кроется в их дьявольской нестабильности. Что именно вызывает нечастые, но фантастические по своим масштабам вспышки? Хотя трудно сразу ответить на этот вопрос (надо думать, ведь эти звёзды представляют из себя невероятно сложные физические системы), учёные полагают, что разгадка кроется в сложной связи между внешними и внутренними слоями таких звёзд.
Звёзды LBV страдают самой тяжёлой формой синдрома раздражённого кишечника, которую только можно представить. Их внутренности постоянно выворачивает колоссальными конвекционными потоками, которые переносят горячее вещество от ядра к поверхности, а остывшее — от поверхности к ядру. Это совершенно нормальный процесс для обычных звёзд, но у звёзд LBV здесь просто срывает планку — конвекционные потоки активно выталкивают сгустки внешних слоёв гораздо выше и дальше обычного.
Немного отделившись за счёт конвекции от тела горячей звезды, внешние слои наконец-то могут чуть-чуть остыть. Это увеличивает их плотность, что в свою очередь блокирует идущий снизу звёздный свет. Излучение толкает (как солнечный парус, только в разы серьёзнее) этот уплотнившийся внешний слой, полностью отрывая его от звезды, и сопровождая всё это мощнейшей вспышкой света и выбросом вещества.
В этой истории ещё предстоит многое уточнить и ответить на один важный вопрос: стадия LBV у массивных звёзд, сопровождающаяся бурными приступами, это не предвестник ли ещё более безумной стадии эволюции звёзд известной как фаза Вольфа-Райе (Wolf-Rayet), или после LBV сразу возникает сверхновая?
Родственники гигантов
Если бы у нас в распоряжении было несколько сотен тысяч лет на наблюдение за жизнью и смертью таких звёзд, на этот вопрос можно было бы легко ответить. Но такого времени у нас нет, поэтому найти ответ будет тяжело.
Один из ключей к разгадке кроется в родственных связях между звёздами-гигантами. Если ход жизни самых массивных звёзд во Вселенной выглядит так — «гигант / яркая голубая переменная / Вольф-Райе / бабах», плюс каждая из стадий относительно скоротечна, то мы должны наблюдать все эти стадии в нашем звёздном окружении. Большие звёзды вместе рождаются, вместе стареют и вместе умирают.
Но если звёзды LBV сами по себе и идут к последнему «бабаху» отдельной дорожкой, то они должны отличаться от своих родственников — звёзд Вольфа-Райе. Они, фигурально выражаясь, заселятся в отдельный дом престарелых, на другом конце города.
Лучшее место для поиска таких родственных связей — Большое Магелланово Облако, так как это относительно изолированный объект в ночном небе.
Исследования вопроса массивности звёзд LBV с переменным успехом ведутся последние несколько лет, в то время как учёные пытаются прийти к единому определению понятий «массивности» и «LBV».
Свежее исследование, недавно принятое для публикации в «Астрофизическом Журнале», уточняет «стандартное» (насколько это возможно в таких случаях) описание LBV: это одна из многих чудовищных стадий жизни массивных звёзд перед их смертью. Это значит, что если мы поймём как устроены звёзды LBV, мы разберёмся в том, как умирают звёзды-гиганты.
Какую температуру имеют голубые гиганты
Сегодня в нашем рассказе речь пойдет о голубых звездах или, как их еще называют, голубых гигантах.
Голубые звезды – это, как правило, молодые и горячие гиганты, расположенные в рукавах и на окраинах галактик, в звездных скоплениях и зонах активного звездообразования.
На диаграмме Герцшпрунга-Рассела они занимают верхнее окончание основной последовательности, следуя сразу же за белыми звездами.
Согласно спектральной классификации Моргана-Кинана голубые гиганты соответствуют классу О, а в переходном варианте от белой звезды к голубой – классу В.
Массы голубых гигантов, по нашим представлениям, огромны. Они, как правило, составляют от 10 до 20 масс Солнца, а иногда достигают и 50-60 солнечных масс.
Температуры фотосфер таких звезд могут доходить до значений в 50-60 тысяч градусов по Кельвину, что делает их самыми горячими объектами во Вселенной.
В качестве примера голубых гигантов в нашей галактике приведем несколько звезд:
Огромная температура голубых гигантов достигается за счет интенсивно протекающих в их недрах водородных термоядерных реакций. Вследствие этого, такие звезды, в прямом смысле этого слова, сгорают очень быстро. За период от 6 до 10 миллионов лет такие звезды расходуют полностью свои запасы водорода и сходят с основной последовательности.
Эволюция голубых гигантов очень интересна, однако до конца не изучена и непонята астрономами. После того, как запасы водорода в ядре такой звезды исчерпываются, она переходит в фазу голубого сверхгиганта. Далее, как полагали раньше, для взрыва сверхновой голубому сверхгиганту необходимо прости стадию красного сверхгиганта, однако сверхновая SN1978A, вспыхнувшая на окраине туманности Тарантул в Большом Магеллановом Облаке в мае 1987 года спутала ученым все карты. Дело в том, что взорвавшейся звездой оказался как раз голубой сверхгигант.
Но это еще не все из разряда парадоксов. Некоторые голубые гиганты, массы которых лежат в пределах от десяти до двенадцати солнечных масс, не взрываются, а продолжают эволюционировать, в итоге превращаясь в кислородно-неоновые белые карлики. Природа такого преобразования подобных голубых гигантов для астрофизиков продолжает оставаться загадкой.
Звезды голубого цвета
Происхождение цвета звезд
Цвет звезды зависит от температуры на её поверхности. Показатель поверхностной температуры нашего Солнца превосходит 6,000 градусов Кельвина. Несмотря на то, что с Земли оно кажется жёлтым, из космоса солнечные свет выглядит ослепительно белым. Это яркое белое солнечное свечение образуется именно благодаря такой высокой температуре. Если бы Солнце было холоднее, то его свет приобрёл бы более тёмный оттенок, ближе к красному, а если бы эта звезда была горячее, то была бы голубого цвета.
Секрет разноцветности звезд стал важным орудием астрономов – цвет светил помог им узнать температуру поверхности звезд. В основу легло примечательное природное явление – соотношение между энергией вещества и цветом излучаемого им света.
Наблюдения на эту тему вы уже наверняка сделали сами. Нить маломощных 30-ваттных лампочек горит оранжевым светом – а когда напряжение в сети падает, нить накала едва тлеет красным. Более сильные лампочки светятся желтым или даже белым цветом. А сварочный электрод во время работы и кварцевая лампа светятся голубым. Однако смотреть на них ни в коем случае не стоит – их энергия настолько велика, что может с легкостью повредить сетчатку глаза.
Соответственно, чем горячее предмет, тем ближе его цвет его свечения к голубому – а чем холоднее, тем ближе к темно-красному. Звезды не стали исключением: такой же принцип действует и на них. Влияние состава звезды на ее цвет очень незначительное – температура может скрывать отдельные элементы, ионизируя их.
Но именно анализ цветового спектра излучения звезды помогает выяснить ее состав. Атомы каждого вещества имеют свою уникальную пропускную способность. Световые волны одних цветов беспрепятственно проходят сквозь них, когда другие останавливаются – собственно, по блокированным диапазонам света ученые и определяют химические элементы.
Механизм «окрашивания» звезд
Какова физическая подоплека этого явления? Температура характеризуется скоростью движения молекул вещества тела – чем она выше, тем быстрее они движутся. Это влияет на длину световых волн, которые проходят сквозь вещество. Горячая среда укорачивает волны, а холодная – наоборот, удлиняет. А видимый цвет светового луча как раз определяется длиной световой волны: короткие волны отвечают за синие оттенки, а длинные – за красные. Белый цвет получается в итоге наложения разноспектральных лучей.
Цвет звезды играет роль сразу в нескольких системах упорядочивания звезд. Сам по себе он является главным критерием определения спектрального класса светила. Так как цвет связан с температурой, его откладывают по одной из осей диаграммы Герцшпрунга-Рассела. С помощью диаграммы можно также определить светимость, массу и возраст звезды, что делает ее ценным и наглядным источником информации про звезды.
Классы звёзд
В Галактике существуют семь классов звёзд:
Размер звезды также зависел от её класса. Самыми крупными были голубые горячие звёзды класса «O». Чем ниже была температура звезды, тем меньше по размеру была она сама. Соответственно, самыми маленькими были красные звёзды класса «M». Кроме того, приблизительно 10 процентов всех звёзд Галактики не подпадали под эту градацию, причём вокруг 500 миллионов из них вращались планеты, пригодные для жизни.
Голубой сверхгигант
Голубые сверхгиганты – одни из самых массивных и ярких звёзд. По размерам они превосходят гигантов, но уступают гипергигантам. Типичная масса голубых сверхгигантов – 15-50 масс Солнца. В астрономии их часто именуют сверхгигантами OB-типа. Они имеют класс светимости I и спектральный класс B9 и выше. Они находятся в верхней левой части диаграммы Герцшпрунга-Рассела справа от главной последовательности. Температуры поверхности – 10 000-50 000 K, светимость, 10000-1000000 светимостей Солнца. Типичная продолжительность жизни звёзд данного типа – 5-10 млн. лет.
Характеристики
Из-за их большой массы, голубой сверхгиганты имеют достаточно короткую продолжительность жизни и наблюдаются только в молодых космических структурах, такие как рассеянные скопления, рукава спиральных галактик и в неправильных галактиках. Они почти не наблюдаются в центрах спиральных галактик, эллиптических галактиках и шаровых скоплений, которые состоят, в основном из старых объектов.
Несмотря на их редкость и короткую жизнь, из-за их яркости, на небе можно увидеть много голубых сверхгигантов. Одним из наиболее известных сверхгигантов является Ригель, самая яркая звезда в созвездии Ориона – её масса почти в 20 раз превышает массу Солнца, а светимость больше от светимости Солнца почти в 120 000 раз.
Для голубых сверхгигантов характерен сильный звёздный ветер, и, как правило, в своём спектре они имеют эмиссионные линии.
Звёздный ветер с голубых сверхгигантов является быстрым, но разреженным, в отличие от ветра красных сверхгигантов, который является медленным, но плотным. Когда красный сверхгигант переходит в голубой, более быстрый ветер «настигает» ранее испущенный медленный и сталкивается с ним, заставляя выброшенный материал уплотняться в тонкую оболочку. Возможен также обратный процесс – превращение голубого сверхгиганта в красный. В некоторых случаях можно увидеть несколько концентрических слабых тонких оболочек, образованных последовательными эпизодами потери массы вследствие нескольких циклов «красный голубой сверхгигант».
Эволюция
По мере исчерпания водородного топлива звезда всё больше охлаждается и расширяется, проходя спектральные классы O, В, A, F, G, K и M, становясь белым, жёлтым, оранжевым и наконец, красным сверхгигантом. После того как водород в ядре закончится, в термоядерную реакцию вступит гелий, затем углерод, кислород, кремний. Нуклеосинтез может осуществляться вплоть до образования самого стабильного изотопа железа-56 (все следующие изотопы могут уменьшить энергию связи на нуклон путём распада, а все предыдущие элементы, в принципе, могли бы уменьшить энергию связи на нуклон за счёт синтеза). Образующееся железное ядро коллапсирует в нейтронную звезду, объект, размером с крупный город, но с массой 1,4-3 массы Солнца, а внешние слои звезды взрываются как сверхновая. В случае особо массивных голубых сверхгигантов (с начальной массой 25-40 солнечной) ядро может не останавливаться на образовании нейтронной звезды, а коллапсирует дальше, превращаясь в чёрную дыру. Ещё более массивные сверхгиганты не могут расшириться до красной фазы, а заканчивают жизнь вспышкой гиперновой (или без неё) с образованием чёрной дыры.
Взаимопревращение сверхгигантов
Голубые сверхгиганты – это массивные звёзды, находящиеся в определённой фазе процесса «умирания». В этой фазе интенсивность протекающих в ядре звезды термоядерных реакций снижается, что приводит к сжатию звезды. В результате значительного уменьшения площади поверхности увеличивается плотность излучаемой энергии, а это, в свою очередь, влечёт за собой нагрев поверхности. Такого рода сжатие массивной звёзды приводит к превращению красного сверхгиганта в голубой. Возможен также обратный процесс – превращения голубого сверхгиганта в красный.
В то время как звездный ветер от красного сверхгиганта плотен и медленен, ветер от голубого сверхгиганта быстр, но разрежён. Если в результате сжатия красный сверхгигант становится голубым, то более быстрый ветер сталкивается с испущенным ранее медленным ветром и заставляет выброшенный материал уплотняться в тонкую оболочку. Почти все наблюдаемые голубые сверхгиганты имеют подобную оболочку, подтверждающую, что все они ранее были красными сверхгигантами.
По мере развития, звезда может несколько раз превращаться из красного сверхгиганта (медленный, плотный ветер) в голубой сверхгигант (быстрый, разрежённый ветер) и наоборот, что создаёт концентрические слабые оболочки вокруг звезды. В промежуточной фазе звезда может быть жёлтой или белой, как, например, Полярная звезда. Как правило, массивная звезда заканчивает своё существование взрывом сверхновой, но очень небольшое количество звёзд, масса которых колеблется в пределах от восьми до двенадцати солнечных масс, не взрываются, а продолжают эволюционировать и в итоге превращаются в кислородно-неоновые белые карлики. Пока точно не выяснено, как и почему образуются эти белые карлики из звёзд, которые теоретически должны закончить эволюцию взрывом малой сверхновой. Как голубые, так и красные сверхгиганты могут эволюционировать в сверхновую.
Так как значительную часть времени массивные звёзды пребывают в состоянии красных сверхгигантов, мы наблюдаем больше красных сверхгигантов, чем голубых, и большинство сверхновых происходит из красных сверхгигантов. Астрофизики ранее даже предполагали, что все сверхновые происходят из красных сверхгигантов, однако сверхновая SN 1987A образовалась из голубого сверхгиганта и, таким образом, это предположение оказалось неверным. Это событие также привело к пересмотру некоторых положений теории эволюции звёзд.
Примеры голубых сверхгигантов
Ригель
Самый известный пример – Ригель (бета Ориона), самая яркая звезда в созвездии Орион, масса которой приблизительно в 20 раз больше массы Солнца и его светимость примерно в 130 000 раз выше солнечной, а значит, это одна из самых мощных звёзд в Галактике (во всяком случае, самая мощная из ярчайших звёзд на небе, так как Ригель – ближайшая из звёзд с такой огромной светимостью). Древние египтяне связывали Ригель с Сахом – царём звёзд и покровителем умерших, а позже – с Осирисом.
Гамма Парусов
Гамма Парусов – кратная звезда, ярчайшая в созвездии Паруса. Имеет видимую звёздную величину в +1,7m. Расстояние до звёзд системы оценивается в 800 световых лет. Гамма Парусов (Регор) – массивный голубой сверхгигант. Имеет массу в 30 раз больше массы Солнца. Его диаметр в 8 раз больше солнечного. Светимость Регора – 10 600 солнечных светимостей. Необычный спектр звезды, где вместо тёмных линий поглощения имеются яркие эмисионные линии излучения, дал название звезде как «Спектральная жемчужина южного неба»
Альфа Жирафа
Расстояние до звезды примерно 7 тысяч световых лет, и тем не менее, звезда видна невооружённым глазом. Это третья по яркости звезда в созвездии Жирафа, первое и второе место занимают Бета Жирафа и CS Жирафа соответственно.
Дзета Ориона
Дзета Ориона (имеет название Альнитак) – звезда в созвездии Ориона, которая является самой яркой звездой класса O с визуальной звездной величиной +1,72 (в максимуме +1,72 и в минимуме до +1,79), левая и самая близкая звезда астеризма «Пояса Ориона». Расстояние до звезды – около 800 световых лет, светимость примерно 35 000 солнечных.
Тау Большого Пса
Спектрально-двойная звезда в созвездии Большого Пса. Она является наиболее яркой звездой рассеянного звёздного скопления NGC 2362, находясь на расстоянии 3200 св. лет от Земли. Тау Большого Пса – голубой сверхгигант спектрального класса O с видимой звёздной величиной +4,37m. Звёздная система Тау Большого Пса состоит, по крайней мере, из пяти компонентов. В первом приближении Тау Большого Пса – тройная звезда в которой две звезды имеют видимую звёздную величину +4,4m и +5,3m и отстоят друг от друга на 0,15 угловых секунд, а третья звезда имеет видимую звёздную величину +10m и и отстоит от них на 8 угловых секунд, обращаясь с периодом 155 дней вокруг внутренней пары.
Дзета Кормы
Дзета Кормы – ярчайшая звезда созвездия Кормы. Звезда имеет собственное имя Наос. Это массивная голубая звезда, имеющая светимость 870 000 светимостей Солнца. Дзета Кормы массивнее Солнца в 59 раз. Имеет спектральный класс O9.
Видео
Интересные факты о голубых гигантах
Поскольку не имеется точного определения гигантских голубых звезд, под ними чаще всего понимаются массивные горячие звезды, относящиеся к спектральным классам О или В. Желтые карлики, наподобие нашего Солнца, имеют температуру примерно в 6000 Кельвинов, тогда как голубым гигантам свойственна температура самое меньшее в десять тысяч Кельвинов. Тип звезд, называемый голубыми супергигантами, имеет температуру поверхности от десяти до пятидесяти тысяч Кельвинов и яркость от десяти тысяч до миллиона раз большую, чем у Солнца. Превосходным примером такой звезды является Ригель в созвездии Ориона, который является супергигантом класса В. Он в 25 раз больше Солнца и имеет температуру в одиннадцать тысяч Кельвинов.
Голубой гигант — это не класс звезд
В астрономии термин гигантская голубая звезда не имеет точного определения. На практике, голубыми гигантами могут быть названы звезды на различной стадии эволюции, имеющие сходство по определенным параметрам. Чаще всего под голубыми гигантами понимают горячие и массивные звезды, наподобие звезд Вольфа-Райе, просто потому, что они большие и горячие.
Голубые гиганты в действительности не такие уж и большие
Несмотря на их статус гигантов, голубые гиганты ненамного больше, чем некоторые звезды основных классов. Минимальная температура в десять тысяч Кельвинов, позволяющая им испускать голубой свет, помещает их между классами О и В, а иногда относит к классу А. Чаще всего голубой гигант примерно в два раза массивнее Солнца и больше нашей звезды в пять-десять раз. Но при этом самый тяжелый известный голубой супергигант тяжелее Солнца в 315 раз. Звезда R136a1, обнаруженная в Большом Магеллановом Облаке, настолько массивная, что это привело к сомнению в стандартной модели процесса формирования звезд. Эта звезда в 29 раз больше Солнца. Она не является самой большой известной звездой, но самой яркой. Она светится в 8,7 млн раз ярче Солнца. Температура ее поверхности достигает 53 тысяч Кельвинов, а масса находится в промежутке от 265 до 315 солнечных. Это делает данную звезду самой массивной среди известных. Звезда выбрасывает собственное вещество примерно в 20 миллиардов раз более активно, что Солнце, и теряет массу с каждым годом. Ученые заявляют, что она потеряла примерно 50 солнечных масс со времени своего рождения, которое имело место 800 тысяч лет назад.
Голубые гиганты могут менять цвет
Массивные звезды расширяются, когда водород сгорает в оболочке вокруг их ядер, в основном содержащих гелий, и не получают значительного увеличения в свечении, смещаясь по спектру от одного класса звезд к другому. Это приводит к тому, что звезды могут быстро перейти от того, чтобы быть обычным голубым гигантом к тому, чтобы стать ярким голубым гигантом, а затем желтым супергигантом. Заканчиваются эти эволюции превращением звезды в красного супергиганта. Соответственно, будет меняться и яркость звезды из-за перемен в ее температуре и поверхностной гравитации.
Срок жизни голубых гигантов очень короткий
По вине относительно большой массы голубые гиганты спектрального класса О сжигают свой водород примерно за миллион лет перед тем, как стать сверхновой еще через несколько миллионов лет. В результате большая часть звезд спектральных классов О и В имеет возраст в несколько миллионов лет, и большая их часть покинет эти классы примерно за 10 миллионов лет.
Голубые гиганты — наиболее вероятные предшественники черных дыр
Красные гиганты имеют свои размеры из-за раздутости. Голубые гиганты велики потому, что содержат большое количество вещества. Когда они умирают, их ядра остаются такими большими, что происходит коллапс, который превращает остатки звезды в черную дыру. Конечно же, не все черные дыры возникают из голубых гигантов, но наиболее массивные голубые гиганты, несомненно, станут черными дырами, когда придет их время.