ცისფერი სუპერგიგანტი

ცისფერი სუპერგიგანტი, შემოკლებით (BSG) — ცხელი, კაშკაშა ვარსკვლავი, რომელსაც ხშირად OB სუპერგიგანტსაც უწოდებენ. როგორც წესი, მიაკუთვნებენ სიკაშკაშის I კლასის და სპექტრული B9 ან უფრო წინა კლასის ვარსკვლავებს. თუმცა, ზოგჯერ ცისფერ სუპერგიგანტებს A-კლასის სუპერგიგანტებსაც მიაკუთვნებენ.

ცისფერი სუპერგიგანტები ჰერცშპრუნგ-რასელის დიაგრამაზე მაღლა-მარცხნივ მიმართული არიან, მთავარი მიმდევრობის ზემოთ და მარჯვნივ. დაბალმასიანი ვარსკვლავების წითელი გიგანტის შტოს ანალოგიით, ამ რეგიონს ცისფერი გიგანტის შტოსაც უწოდებენ. მზეზე დიდები არიან, მაგრამ წითელ სუპერგიგანტებზე პატარები. მათი ზედაპირის ტემპერატურა 10 000–50 000 კელვინია, სიკაშკაშით კი მზეს დაახლოებით 10 000 - მილიონჯერ აღემატებიან. ყველაზე ხშირად, ისინი იმყოფებიან ევოლუციურ ფაზაში მაღალმასიან, წყალბადის სინთეზის პროცესში მყოფ მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებსა და ჰელიუმის სინთეზის პროცესში მყოფ წითელ სუპერგიგანტებს შორის; თუმცა, ახალი კვლევები მიუთითებს, რომ ისინი შეიძლება ვარსკვლავური შეჯახებების შედეგად იყვნენ წარმოქმნილი. 

სუპერგიგანტთა უმეტესობა ამავე დროს ცისფერი (B-ტიპის) სუპერგიგანტია; O9,5 - B2 კლასებს შრის მოქცეული ცისფერი სუპერგიგანტები გაცილებით ბევრია, ვიდრე მათი მთავარი მიმდევრობის თანამოძმეები. აღმოჩენილია მთავარი მიმდევრობის შემდეგი პერიოდის იმაზე მეტი ცისფერი სუპერგიგანტი, ვიდრე მოსალოდნელია თეორიული მოდელების მიხედვით, რომელთა თანახმადაც, ცისფერი სუპერგიგანტები ცოტა ხანს ცოცხლობენ. ასე ჩნდება ცისფერი სუპერგიგანტის პრობლემა, მაგრამ ის შეიძლება ახსნას ვარსკვლავთა უჩვეულო ინტერიერმა.

წარმოქმნა
ერთ დროს მიიჩნეოდა, რომ ცისფერი სუპერგიგანტები წარმოიქმნებოდა ვარსკვლავთშორის სივრცეში, მაშინ, როცა ვარსკვლავები გაივლიდნენ ვარსკვლავთშორისი მტვრის ღრუბლებში; თუმცა, ამჟამად არსებობს კონსენსუსი, რომ ცისფერი სუპერგიგანტები წარმოადგენენ ჩამოყალიბებულ მაღალმასიან ვარსკვლავებს, ვარსკვლკავური ევოლუციის ბუნებრივ შედეგს, მთავარი მიმდევრობის ვარსკვლავებზე უფრო დიდებს და კაშკაშებს. O-ტიპის და ადრეული B-ტიპის ვარსკვლავები საწყისი მასით დაახლოებით 10–300 M☉, მთავარი მიმდევრობის ფაზას რამდენიმე მილიონ წელიწადში ასრულებენ, რადგან წყალბადის მარაგი უკვე ამოწურულია და მძიმე ელემენტები ვარსკვლავის ზედაპირთან იწყებენ გამოჩენას. როგორც წესი, ეს ვარსკვლავები ცისფერი სუპერგიგანტები ხდებიან, მაგრამ ასევე შესაძლებელია, რომ ზოგიერთი მათგანი (განსაკუთრებით ყველაზე მასიურები) პირდაპირ ვოლფ-რაიეს ვარსკვლავებად გადაიქცნენ. სუპერგიგანტის ფაზამდე გაფართოება მაშინ ხდება, როცა ვარსკვლავის ბირთვში საწვავი ამოწურულია და წვას იწყებს წყალბადის გარსი, მაგრამ ეს შეიძლება ასევე გამოწვეული იყოს კონვექციის გზით მძიმე ელემენტების ზედაპირზე ამოსვლით და რადიაციული წნევის მატების გამო მასის დაკარგვით.

ცისფერი სუპერგიგანტები მთავარი მიმდევრობიდან ახალი გამოსული არიან, აქვთ უკიდურესად მაღალი სიკაშკაშე, მასის დაკარგვის მაღალი მაჩვენებელი და ზოგადად არასტაბილურები არიან. მრავალი მათგანი კაშკაშა ცისფერი ცვალებადი (LBV) ხდება და აქვთ მასის ექსტრემალური დაკარგვის ეპიზოდები. დაბალმასიანი ცისფერი სუპერგიგანტები იქამდე განაგრძობენ გაფართოებას, ვიდრე წითელი სუპერგიგანტები არ გახდებიან. ამ პროცესში, ისინი გარკვეულ დროს ყვითელ სუპერგიგანტებად და ყვითელ ჰიპერგიგანტებად ატარებენ, მაგრამ ეს გაფართოება სულ რაღაც რამდენიმე ათასწლეულში ხდება და შესაბამისად, ეს ვარსკვლავები იშვიათია. მაღალმასიანი წითელი სუპერგიგანტები ატმოსფეროს გარე ფენებს კოსმოსში ტყორცნიან და კვლავ ცისფერ სუპერგიგანტობას უბრუნდებიან, შესაძლოა ვოლფ-რეიეს ვარსკვლავად გადაქცევის გზასაც დაადგნენ. წითელი სუპერგიგანტების ზუსტი მასის და შემადგენლობიდან გამომდინარე, მათ ცისფერობის რამდენიმე ციკლის შესრულება შეუძლიათ, ვიდრე ან II ტიპის სუპერნოვად არ აფეთქდებიან, ან საბოლოოდ არ დაკარგავენ იმ რაოდენობის გარე შრეებს, რომ კვლავ ცისფერი სუპერგიგანტები გახდნენ, ნაკლებად კაშკაშა, ვიდრე პირველ ჯერზე, მაგრამ გაცილებით არასტაბილური. თუკი ასეთი ვარსკვლავი ყვითელი ევოლუციური ფაზის გავლას შეძლებს, მოსალოდნელია, რომ უფრო დაბალი სიკაშკაშის კაშკაშა ცისფერი ცვალებადი გახდება.

სქოლიო

კატეგორია:ვარსკვლავები