Самые горячие звезды Вселенной
Самая горячая звезда во Вселенной — NGC 2240?
Считается, что самые горячие звезды находятся в центре планетарных туманностей.
Одна из таких туманностей — это NGC 2240. Туманность является остатком сверхновой звезды и удалена от Земли примерно на 4000 световых лет. В центре туманности расположен белый карлик, являющийся, как предполагали, самой горячей из известных звёзд. Температура поверхности карлика доходит до 220 000 — 250 000 градусов по Кельвину.
В оптическом диапазоне центральная звезда практически не видна, так как при максимальной температуре почти вся энергия излучения карлика уходит в ультрафиолетовый диапазон. Хаотическая структура NGC 2240 говорит о том, что процесс сброса оболочки сверхновой был поэтапным, и во время каждой новой вспышки звезда выбрасывала своё вещество в разных направлениях.
NGC 2240 в DSO Browser
Самая горячая звезда во Вселенной — SMC3?
Самой горячей звездой в нашей Галактике Млечный Путь, считается белый карлик в центре биполярной планетарной туманности — NGC 6302 Жук (или Бабочка).
Её температура свыше 200 000 градусов по Кельвину. Звезда ярко светится в ультрафиолетовом диапазоне, но скрыта в плотном облаке пыли. На фотографии, полученной телескопом «Хаббл», виден тор пыли, окружающий центральную звезду (в верхнем левом углу изображения). NGC 6302 находится на расстоянии около 4000 световых лет от Земли в созвездии Скорпион.
Источник
Самая высокая температура во Вселенной. Спектральные классы звезд
Вещество нашей Вселенной структурно организовано и образует большое многообразие феноменов различного масштаба с весьма сильно разнящимися физическими свойствами. Одно из важнейших таких свойств – температура. Зная этот показатель и используя теоретические модели, можно судить о многих характеристиках того или иного тела – о его состоянии, строении, возрасте.
Разброс значений температуры у различных наблюдаемых компонентов Вселенной весьма велик. Так, самая низкая величина ее в природе зафиксирована для туманности Бумеранг и составляет всего 1 K. А каковы самые высокие температуры во Вселенной, известные на сегодняшний день, и о каких особенностях различных объектов свидетельствуют? Для начала посмотрим, как же ученые определяют температуру удаленных космических тел.
Спектры и температура
Всю информацию о далеких звездах, туманностях, галактиках ученые получают, исследуя их излучение. По тому, на какой частотный диапазон спектра приходится максимум излучения, определяется температура как показатель средней кинетической энергии, которой обладают частицы тела, – ведь частота излучения связана прямой зависимостью с энергией. Так что самая высокая температура во Вселенной должна отражать, соответственно, и наибольшую энергию.
Чем более высокими частотами характеризуется максимум интенсивности излучения, тем горячее исследуемое тело. Однако полный спектр излучения распределен по очень широкому диапазону, и по особенностям видимой его области («цвету») можно делать определенные общие выводы о температуре, например, звезды. Окончательная же оценка производится на основе изучения всего спектра с учетом полос эмиссии и поглощения.
Спектральные классы звезд
На основе спектральных особенностей, включая цвет, была разработана так называемая Гарвардская классификация звезд. Она включает семь основных классов, обозначаемых буквами O, B, A, F, G, K, M и несколько дополнительных. Гарвардская классификация отражает поверхностную температуру звезд. Солнце, фотосфера которого разогрета до 5780 K, относится к классу желтых звезд G2. Наиболее горячи голубые звезды класса O, самые холодные – красные – принадлежат классу M.
Гарвардскую классификацию дополняет Йеркская, или классификация Моргана-Кинана-Келлман (МКК – по фамилиям разработчиков), подразделяющая звезды на восемь классов светимости от 0 до VII, тесно связанных с массой светила – от гипергигантов до белых карликов. Наше Солнце – карлик класса V.
Примененные совместно, в качестве осей, по которым отложены значения цвет – температура и абсолютная величина – светимость (свидетельствующая о массе), они дали возможность построить график, широко известный как диаграмма Герцшпрунга-Рассела, на котором отражены главные характеристики звезд в их взаимосвязи.
Самые горячие звезды
Из диаграммы явствует, что наиболее горячими являются голубые гиганты, сверхгиганты и гипергиганты. Это чрезвычайно массивные, яркие и короткоживущие звезды. Термоядерные реакции в их недрах протекают очень интенсивно, порождая чудовищную светимость и высочайшие температуры. Такие звезды относятся к классам B и O либо к особому классу W (отличается широкими эмиссионными линиями в спектре).
Например, Эта Большой Медведицы (находится на «конце ручки» ковша) при массе, в 6 раз превышающей солнечную, светит в 700 раз мощнее и имеет поверхностную температуру около 22 000 K. У Дзеты Ориона – звезды Альнитак, – которая массивнее Солнца в 28 раз, внешние слои нагреты до 33 500 K. А температура гипергиганта с наивысшей известной массой и светимостью (как минимум в 8,7 миллионов раз мощнее нашего Солнца) – R136a1 в Большом Магеллановом облаке – оценена в 53 000 K.
Однако фотосферы звезд, как бы сильно разогреты они ни были, не дадут нам представления о самой высокой температуре во Вселенной. В поисках более жарких областей нужно заглянуть в недра звезд.
Термоядерные топки космоса
В ядрах массивных звезд, стиснутых колоссальным давлением, развиваются действительно высокие температуры, достаточные для нуклеосинтеза элементов вплоть до железа и никеля. Так, расчеты для голубых гигантов, сверхгигантов и очень редких гипергигантов дают для этого параметра к концу жизни звезды порядок величины 10 9 K – миллиард градусов.
Строение и эволюция подобных объектов пока еще недостаточно хорошо изучены, соответственно и модели их еще далеко не полны. Ясно, однако, что очень горячими ядрами должны обладать все звезды больших масс, к каким бы спектральным классам они ни принадлежали, – например, красные сверхгиганты. Несмотря на несомненные различия в процессах, протекающих в недрах звезд, ключевым параметром, определяющим температуру ядра, является масса.
Звездные остатки
От массы в общем случае зависит и судьба звезды – то, как она окончит свой жизненный путь. Маломассивные звезды типа Солнца, исчерпав запас водорода, теряют внешние слои, после чего от светила остается вырожденное ядро, в котором уже не может идти термоядерный синтез, – белый карлик. Наружный тонкий слой молодого белого карлика обычно имеет температуру до 200 000 K, а глубже располагается изотермическое ядро, нагретое до десятков миллионов градусов. Дальнейшая эволюция карлика заключается к его постепенному остыванию.
Гигантские звезды ждет иная судьба – взрыв сверхновой, сопровождающийся повышением температуры уже до значений порядка 10 11 K. В ходе взрыва становится возможен нуклеосинтез тяжелых элементов. Одним из результатов подобного феномена является нейтронная звезда – очень компактный, сверхплотный, со сложной структурой остаток погибшей звезды. При рождении он столь же горяч – до сотен миллиардов градусов, однако стремительно остывает за счет интенсивного излучения нейтрино. Но, как мы увидим далее, даже новорожденная нейтронная звезда – не то место, где температура – самая высокая во Вселенной.
Далекие экзотические объекты
Существует класс космических объектов, достаточно удаленных (а значит, и древних), характеризующихся совершенно экстремальными температурами. Это квазары. По современным воззрениям, квазар представляет собой сверхмассивную черную дыру, обладающую мощным аккреционным диском, образуемым падающим на нее по спирали веществом – газом или, точнее, плазмой. Собственно, это активное галактическое ядро в стадии формирования.
Скорость движения плазмы в диске настолько велика, что вследствие трения она разогревается до сверхвысоких температур. Магнитные поля собирают излучение и часть вещества диска в два полярных пучка – джета, выбрасываемых квазаром в пространство. Это чрезвычайно высокоэнергетический процесс. Светимость квазара в среднем на шесть порядков выше светимости самой мощной звезды R136a1.
Теоретические модели допускают для квазаров эффективную температуру (то есть присущую абсолютно черному телу, излучающему с той же яркостью) не более 500 миллиардов градусов (5×10 11 K). Однако недавние исследования ближайшего квазара 3C 273 привели к неожиданному результату: от 2×10 13 до 4×10 13 K – десятки триллионов кельвинов. Такая величина сравнима с температурами, достигающимися в явлениях с наивысшим известным энерговыделением – в гамма-всплесках. На сегодняшний день это самая высокая температура во Вселенной, которая была когда-либо зарегистрирована.
Жарче всех
Следует иметь в виду, что квазар 3С 273 мы видим таким, каким он был около 2,5 миллиарда лет назад. Так что, учитывая, что, чем дальше мы заглядываем в космос, тем более отдаленные эпохи прошлого наблюдаем, в поисках самого горячего объекта мы вправе окинуть взглядом Вселенную не только в пространстве, но и во времени.
Если вернуться к самому моменту ее рождения — приблизительно 13,77 миллиарда лет назад, наблюдать который невозможно, — мы обнаружим совершенно экзотическую Вселенную, при описании которой космология подходит к пределу своих теоретических возможностей, связанному с границами применимости современных физических теорий.
Описание Вселенной становится возможным, начиная с возраста, соответствующего планковскому времени 10 -43 секунд. Самый горячий объект в эту эпоху – сама наша Вселенная, с планковской температурой 1,4×10 32 K. И это, согласно современной модели ее рождения и эволюции, максимальная температура во Вселенной из всех когда-либо достигавшихся и возможных.
Источник
WR 102 – одна из самых горячих звёзд во Вселенной. Ярче Солнца в 380 000 раз!.
Звезда эта настолько агрессивная и недружелюбная, что своим жаром она испепеляет любое космическое тело, которое посмеет заглянуть в её окрестности, поэтому она одиночка – никакой планетарной системы у неё нет. Если бы такая звезда была вместо Солнца, то ни от одной бы известной нам планеты ничего бы не осталось. Агрессивное её поведение объясняется только одним: звезда уже не может удерживать сферическую форму, она как будто не хочет умирать – скоро ей, как и подобным другим объектам, предначертано погибнуть, взорвавшись, как сверхновая. По расчётам учёных, жить ей осталось всего 1500 лет – по космическим меркам это всего лишь секунды.
Когда звезда только-только сформировалась, её масса составляла примерно 40-60 масс Солнца. Её температура на данный момент оценивается в 200 000 – 250 000 С. Для сравнения температура Солнца: 5500 – 6000 С, Веги – 9500 С, Сириуса – 10 500 С, Пистолет – 20 000. Как мы видим, разница в температурах огромна. В чём же причина?
В недрах любой звезды температуры настолько высоки, что их трудно себе представить. Так, температура солнечного ядра составляет свыше 15 миллионов С! Но только в таких условиях могут происходить термоядерные реакции. Слияние двух атомов водорода приводит к образованию атома гелия, испусканию электрона и нескольких нейтрино, и всё это сопровождается выделением огромного количества энергии. Чаще всего в недрах звёзд и происходит водородно-гелиевый синтез, но он – не единственный, который может разогревать звёзды. При более высоких температурах в термоядерных реакциях могут участвовать литий, кислород или углерод. Если в реакциях они будут участвовать, то начинают образовываться ядра тяжёлых элементов, таких как сера, магний или фосфор. Они имеют более высокий заряд и с большей силой отталкиваются друг от друга. Для преодоления такого сопротивления нужно гораздо больше энергии.
Солнце – звезда главной последовательности. Что это значит? Когда звезда, скажем так, находится «в расцвете сил», она сжигает свое водородное топливо. Солнце постепенно будет увеличивать свою светимость, и когда большая часть его водородного запаса будет израсходована, оно начнёт расширяться и остывать, превращаясь в красного гиганта – в этот момент звезда будет считаться сошедшей с главной последовательности, и жить ей останется совсем недолго. Какое-то время процесс горения будет поддерживаться термоядерными реакциями преобразования гелия в углерод и кислород. Чем легче звезда – тем меньше она будет жить. Из-за того, что топливо заканчивается, «распухшая» звезда становится нестабильной и сбрасывает внешние оболочки, превращаясь в сверхновую. На её месте остаётся лишь белый карлик – само ядро, в котором больше нет топлива для термоядерной реакции. По сути, ядро звезды без топлива – это её мёртвое сердце.
Но если масса звезды выше определённого предела, тяжёлый термоядерный синтез может стать основным источником энергии даже после того, как весь водород будет истрачен – это звёзды типа Вольфа-Райе (название получено по именам открывателей-астрономов данного типа звёзд).
Звёзды типа Вольфа-Райе – это тяжёлые объекты с дефицитом водорода в конце своей жизни. Они являются очень редкими. Так, в Млечном Пути их не более 2 000, а общее количество звёзд в нашей галактике – от 200 до 400 миллиардов. Вместо водорода они горят за счёт синтеза углерода, кислорода или азота. Самые горячие звёзды – кислородные.
В спектре излучения звезды WR 102 особенно были выражены кислородные линии, именно благодаря кислороду она нагревается до таких высоких температур. Да! В ней очень много кислорода и почти нет водорода. Она в 380 000 раз ярче Солнца и в 36 раз горячее его. Несмотря на такую светимость, звезду не видно невооружённым глазом из-за слишком далёкого расстояния. Вы можете попробовать поискать её с помощью хорошего любительского телескопа (видимая звёздная величина 14,10).
WR 102 – небольшая, но очень плотная звезда. Звёзды такого типа и с таким составом очень редкие. Так, в Млечном Пути светил, аналогичных ей, всего 4! В диаметре она почти в 2 раза меньше Солнца, но в 15-18 раз тяжелее его. В свои «юные» года она была намного массивнее, а в своём «преклонном» возрасте она «похудела»: из-за звездного ветра, возникшего по причине высоких температур и выделения энергии, она потеряла большую часть своей массы и продолжает её терять до сих пор. Так, за несколько месяцев WR 102 «худеет» на массу, равную массе Земли. Как вы уже догадались, в окрестностях звезды невозможно возникновение и развитие жизни из-за высокого радиационного фона, да ей и негде возникнуть, так как WR 102 не имеет планет.
Сброшенное ей вещество образовало плотную газовую оболочку – туманность, которая светится за счёт ультрафиолета, излучаемого звездой, и мощного звёздного ветра. Взрыв сверхновой будет сопровождаться сильным гамма-всплеском, но нам бояться не стоит: мы находимся слишком далеко, поэтому этот колоссальный выброс радиации не угрожает жизни на Земле. Всё, что останется после взрыва, — невероятно плотная и горячая нейтронная звезда. Взрыв отбросит от неё туманность. Она, в свою очередь, может под действием гравитации сжаться и образовать новую планетную систему, подобную нашей, Солнечной, ведь согласно гипотезе, все мы родились из атомов некогда умершей сверхновой звезды с интересным названием Коатликуэ. Элементы, оставшиеся после взрыва сверхновых, являются строительным материалом для планет и планетарных систем.
Инфракрасное изображение туманности вокруг WR 102
Конец – всегда начало. Так и происходит эволюция Вселенной.
Источник