O-type star

O-type star

O typu hvězda je horký, modrá-bílá hvězda ze spektrálního typu O v Yerkesově klasifikačním systému zaměstnaných astronomů . Mají teploty přesahující 30 000 kelvinů (K). Hvězdy tohoto typu mají silné absorpční linie ionizovaného helia, silné linie jiných ionizovaných prvků a vodíkové a neutrální linie helia slabší než spektrální typ B .

Hvězdy tohoto typu jsou velmi vzácné, ale protože jsou velmi jasné, lze je vidět na velké vzdálenosti a čtyři z 90 nejjasnějších hvězd, jak jsou vidět ze Země, jsou typu O. Vzhledem ke své vysoké hmotnosti končí hvězdy typu O svůj život poměrně rychle při prudkých explozích supernov , jejichž výsledkem jsou černé díry nebo neutronové hvězdy . Většina z těchto hvězd jsou mladé hmotné hvězdy hlavní posloupnosti , obří nebo veleobří, ale centrální hvězdy planetárních mlhovin , staré hvězdy s nízkou hmotností na konci svého života, také obvykle mají O spektra.

O typu hvězdy jsou obvykle umístěny v oblastech aktivní vzniku hvězdy , jako jsou spirálních ramen jednoho spirální galaxie nebo dvojice galaxií podstupují kolize a sloučení (například antény Galaxies ). Tyto hvězdy osvětlují jakýkoli okolní materiál a jsou z velké části zodpovědné za zřetelné zbarvení ramen galaxie. Kromě toho se hvězdy typu O často vyskytují ve více hvězdných systémech, kde je jejich vývoj obtížnější předvídat kvůli přenosu hmoty a možnosti, že jednotlivé hvězdy explodují jako supernovy v různých časech.

Klasifikace

Hvězdy typu O jsou klasifikovány podle relativní síly určitých spektrálních čar. Klíčové linie jsou významné He + liniemi při 454,1 nm a 420,0 nm, které se liší od velmi slabý na O9.5 až velmi silný v O2-O7 a on 0 čáry při 447,1 nm a 402.6 nm, které se mění od nepřítomného v O2/3 po prominentní v O9.5. Třída O7 je definován, kde 454,1 nanometrů He + a 447,1 nanometrů on 0 linky mají stejnou sílu. Nejžhavější hvězdy typu O mají tak slabé neutrální čáry He, že musí být odděleny na základě relativní síly čar N 2+ a N 3+ .

Třídy svítivosti hvězd typu O jsou přiřazeny na základě relativních sil emisních čar He + a určitých čar ionizovaného dusíku a křemíku . Ty jsou označeny příponou "f" na spektrálním typu, přičemž samotné "f" označuje emisi N2 + a He + , "(f)" znamená, že emise He je slabá nebo chybí, "((f))" znamená emise N je slabá nebo chybí, "f*" označuje přidání velmi silné emise N3 + a "f+" přítomnost Si3 +emise. Třída svítivosti V, hvězdy hlavní posloupnosti, mají obecně slabé nebo chybějící emisní čáry, přičemž obři a veleobri vykazují rostoucí sílu emisních čar. U O2-O4 je rozdíl mezi hlavní posloupností a veleobrami úzký a nemusí ani představovat skutečnou svítivost nebo evoluční rozdíly. U středních tříd O5-O8 je rozdíl mezi O((f)) hlavní sekvencí, O(f) obry a supergianty dobře definován a představuje jednoznačné zvýšení svítivosti. Zvyšující se síla emise Si 3+ je také indikátorem zvyšující se svítivosti a to je primární způsob přiřazování tříd svítivosti pozdním hvězdám typu O.

Hvězdy typů O3 až O8 jsou zařazeny do třídy svítivosti podtypu Vz, pokud mají zvláště silnou čáru ionizovaného helia 468,6 nm. Přítomnost linie je považována za znak extrémního mládí; "z" znamená nulový věk.

Pro pomoc s klasifikací hvězd typu O jsou pro většinu definovaných typů uvedeny standardní příklady. Následující tabulka uvádí jednu ze standardních hvězd pro každý spektrální typ. V některých případech nebyla standardní hvězda definována. U spektrálních typů O2 až O5,5 nejsou supergianti rozděleni na podtypy Ia/Iab/Ib. Subgiant spektrální typy nejsou definovány pro typy O2, O2,5 nebo O3. Třídy jasné obří svítivosti nejsou definovány pro hvězdy teplejší než O6.

Vlastnosti

Trifid mlhovina (M20) je tvarovaná a osvětlena světelným hvězdou O7.5III viditelné v jejím středu na tomto infračerveném snímku.

Hvězdy typu O jsou horké a zářivé. Mají charakteristické povrchové teploty v rozmezí od 30 000 do 52 000 K, vyzařují intenzivní ultrafialové světlo, a tak se ve viditelném spektru jeví jako modrobílé. Vzhledem k jejich vysokým teplotám se svítivost hvězd hlavní posloupnosti O-typu pohybuje od 10 000násobku Slunce do přibližně 1 000 000násobku, obrů od 100 000násobku Slunce do více než 1 000 000násobku a veleobrů od přibližně 200 000násobku Slunce až po několik miliónůnásobků.

Další hvězdy ve stejném teplotním rozmezí zahrnují vzácné typu O podtrpaslík ( SDO ) hvězdy, centrální hvězdy planetární mlhoviny (CSPNe) a bílá převyšuje . Bílí trpaslíci mají své vlastní spektrální klasifikační schéma, ale mnoho CSPNe má spektra typu O. Dokonce i tito malí podtrpaslíci s nízkou hmotností a CSPNe mají svítivost několik set až několik tisíckrát větší než Slunce. Hvězdy typu sdO mají obecně poněkud vyšší teploty než masivní hvězdy typu O, až 100 000 K.

Hvězdy typu O představují nejvyšší hmotnosti hvězd na hlavní posloupnosti. Nejchladnější z nich mají počáteční hmotnosti přibližně 16násobek Slunce. Není jasné, jaká by byla horní hranice hmotnosti hvězdy typu O. Na úrovních sluneční metalicity by hvězdy neměly být schopny tvořit s hmotností nad 120-150 slunečních hmotností, ale při nižší metalicitě je tato hranice mnohem vyšší. Hvězdy typu O tvoří pouze nepatrný zlomek hvězd hlavní posloupnosti a naprostá většina z nich se nachází na spodním konci hmotnostního rozsahu. Nejmasivnější a nejžhavější typy O3 a O2 jsou extrémně vzácné, byly definovány až v roce 1971 a 2002 .respektive a celkem je jich známo jen hrstka. Obří a veleobří hvězdy jsou o něco méně hmotné než nejhmotnější hvězdy hlavní posloupnosti typu O kvůli ztrátě hmoty, ale stále patří mezi nejhmotnější známé hvězdy.

Rychlost tvorby hvězd třídy O nelze pozorovat přímo, ale lze odvodit počáteční hmotnostní funkce (IMF), které modelují pozorování existujících populací hvězd a zejména mladých hvězdokup. V závislosti na zvoleném MMF se hvězdy třídy O tvoří rychlostí jedna z několika stovek hvězd hlavní posloupnosti.Protože svítivost těchto hvězd roste neúměrně k jejich hmotnosti, mají odpovídajícím způsobem kratší životnost. Nejhmotnější stráví na hlavní sekvenci méně než milion let a po třech nebo čtyřech milionech let explodují jako supernovy. Nejméně svítivé hvězdy typu O mohou zůstat v hlavní posloupnosti přibližně 10 milionů let, ale během této doby se pomalu ochlazují a stávají se ranými hvězdami typu B. Žádná hmotná hvězda nezůstane se spektrální třídou O déle než asi 5-6 milionů let. Přestože hvězdy sdO a CSPNe jsou hvězdy s nízkou hmotností staré miliardy let, čas strávený v této fázi jejich života je extrémně krátký, řádově 10 000 000 let. dnešní hmota funkcelze přímo pozorovat a ve slunečním sousedství je méně než jedna z 2 000 000 hvězd třídy O. Rozdílné odhady nalézají mezi 0,00003 % (0,00002 %, pokud jsou zahrnuti i bílí trpaslíci) a 0,00005 % hvězd třídy O.

Odhaduje se, že v galaxii je asi 20 000 hmotných hvězd typu O. Nízkohmotné hvězdy typu sdO a CSPNe O jsou pravděpodobně běžnější, i když méně svítivé, a proto je obtížnější je najít. Navzdory jejich krátkému životu jsou považovány za normální stádia evoluce běžných hvězd, které jsou jen o něco hmotnější než Slunce.

Struktura

Cyklus CNO, který pohání masivní hvězdy typu O. Struktura hvězd o nízké, střední a vysoké hmotnosti. M označuje hmotnosti Slunce .

Hvězdy hlavní posloupnosti typu O jsou poháněny jadernou fúzí , stejně jako všechny hvězdy hlavní posloupnosti. Vysoká hmotnost hvězd typu O však vede k extrémně vysokým teplotám jádra . Při těchto teplotách vodíková fúze s cyklem CNO dominuje produkci energie hvězdy a spotřebovává její jaderné palivo mnohem rychleji než nízkohmotné hvězdy, které fúzují vodík převážně v proton-protonovém cyklu . Intenzivní množství energie generované hvězdami typu O nemůže být vyzařováno z jádra dostatečně efektivně, a proto ve svých jádrech dochází ke konvekci . Tyto radiační zóny o-hvězdy typu se vyskytují mezi jádrem afotosféra . Toto míchání materiálu jádra do horních vrstev je často zesíleno rychlou rotací a má dramatický vliv na vývoj hvězd typu O. Začnou se pomalu rozpínat a projevovat obří nebo veleobry vlastnosti, zatímco stále spalují vodík ve svých jádrech, pak mohou zůstat jako modří veleobri po většinu času během hoření heliového jádra.

Průřez hvězdou typu sdO ukazující hoření inertního jádra a obalu helia

Hvězdy typu sdO a CSPNe mají podstatně odlišnou strukturu, ačkoli mají širokou škálu charakteristik a není zcela jasné, jak se všechny tvoří a vyvíjejí. Předpokládá se, že mají zdegenerovaná jádra, která se nakonec odhalí jako bílý trpaslík. Mimo jádro jsou hvězdy většinou helium s tenkou vrstvou vodíku, který se rychle ztrácí v důsledku silného hvězdného větru. Tento typ hvězd může mít několik různých původů, ale alespoň některé z nich mají oblast, kde se helium slévá do obalu, což zvětšuje jádro a pohání vysokou svítivost těchto malých hvězd.

Evoluce

Evoluční stopy na HR diagramu. Dráhy 15 M a 60 M jsou typické pro masivní hvězdy typu O.

V životním cyklu hvězd typu O zavádějí různé metalicity a rychlosti rotace značné rozdíly v jejich vývoji, ale základy zůstávají stejné.

Hvězdy typu O se téměř okamžitě začnou pomalu pohybovat z hlavní posloupnosti nulového věku, postupně se ochlazují a o něco svítivější. I když mohou být spektroskopicky charakterizováni jako obři nebo veleobri, pokračují ve spalování vodíku ve svých jádrech po několik milionů let a vyvíjejí se velmi odlišným způsobem od hvězd s nízkou hmotností, jako je Slunce. Většina hvězd hlavní posloupnosti typu O se bude v HR diagramu vyvíjet víceméně horizontálně do nižších teplot a stanou se modrými veleobry. Vznícení jádra heliem probíhá hladce, když se hvězdy rozpínají a ochlazují. Existuje řada složitých fází v závislosti na přesné hmotnosti hvězdy a dalších počátečních podmínkách, ale hvězdy typu O s nejnižší hmotností se nakonec vyvinou v červené veleobry.zatímco v jejich jádrech stále spaluje helium. Pokud nejprve nevybuchnou jako supernova, ztratí své vnější vrstvy a znovu se zahřejí, někdy projdou řadou modrých smyček, než konečně dosáhnou Wolf-Rayetova stádia.

Masivnější hvězdy, původně hvězdy hlavní posloupnosti teplejší než asi O9, se nikdy nestanou červenými veleobry, protože silná konvekce a vysoká svítivost odfouknou vnější vrstvy příliš rychle. Hvězdy o velikosti 25-60 M se mohou stát žlutými hyperobry, než explodují jako supernova, nebo se vyvinou zpět do vyšších teplot. Nad asi 60 M se hvězdy typu O vyvíjejí prostřednictvím krátké modré hyperobry nebo svítivě modré proměnné fáze přímo k Wolf-Rayetovým hvězdám. Nejhmotnější hvězdy typu O vyvinou spektrální typ WNLh, když začnou konvekci materiálu z jádra směrem k povrchu, a to jsou nejjasnější hvězdy, které existují.

Hvězdy s nízkou až střední hmotností stárnou velmi odlišným způsobem, prostřednictvím fází červený obr , horizontální větev , asymptotická větev obrů (AGB) a poté fáze po AGB . Evoluce po AGB obecně zahrnuje dramatickou ztrátu hmoty, někdy zanechání planetární mlhoviny a zanechání stále žhavějšího obnaženého hvězdného nitra. Pokud zbývá dostatek hélia a vodíku, mají tyto malé, ale extrémně horké hvězdy spektrum typu O. Zvyšují teplotu, dokud neustane hořet skořápka a ztráta hmoty, pak se ochladí na bílé trpaslíky.

Při určitých hmotnostech nebo chemickém složení nebo možná v důsledku binárních interakcí se některé z těchto hvězd s nižší hmotností během fáze horizontální větve nebo AGB neobvykle zahřejí. Může existovat několik důvodů, které nejsou zcela pochopeny, včetně sloučení hvězd nebo velmi pozdních tepelných pulzů, které znovu zažehnou hvězdy po AGB. Ty se jeví jako velmi horké OB hvězdy, ale pouze mírně svítivé a pod hlavní sekvencí. Existují oba žhaví podtrpaslíci O (sdO) a B (sdB), i když se mohou vyvíjet zcela odlišným způsobem. Hvězdy typu sdO mají docela normální spektra O, ale svítivost pouze kolem tisícinásobku Slunce.

Příklady 

Hvězdy typu O jsou vzácné, ale zářící, takže je lze snadno detekovat a existuje řada příkladů pouhým okem.

Hlavní sekvence

Nejjasnější hvězdou v hvězdokupě Trapezium je hvězda O7V θ1 Orionis C. Další tři jsou hvězdy hlavní posloupnosti B0,5 a B1.Hlavní článek: Hvězda hlavní sekvence typu O

• 9 Střelec
• 10 ještěrek
• AE Auriga
• BI 253
• Delta Circini
• HD 93205 (V560 Carinae)
• Mu Columba
• Sigma Orionis
• Theta1 Orionis C
• VFTS 102
• Zeta Ophiuchi

Obři

Alnitak je trojhvězdný systém s veleobrem O9.7 a obrem O9 a také obrem B0. Tyto hvězdy osvětlují blízkou mlhovinu Plamen .Hlavní článek: Modrý obr

• Jota Orion
• LH54-425
• V nás
• Plaskettova hvězda
• Xi Persei
• Mintaka
• HD 164492 A

Supergiants

Hlavní článek: Modrý supergiant

• 29 Canis Major
• Alnitak
• Alfa Camelopardalis
• Cygnus X-1
• Tau Canis major
• Zeta Puppis

Centrální hvězdy planetárních mlhovin

Centrální hvězda NGC 6826 je hvězda s nízkou hmotností O6.

• NGC 2392 (O6)
• IC 418 (O7fp)
• NGC 6826 (O6fp)

Subtrpaslíci

Hlavní článek: Subdwarf O star

• HD 49798 (sdO6p)

Místo

Hvězda typu O v Cepheus B, HD 217086, osvětluje molekulární mrak ultrafialovým zářením, žene jej zpět a zároveň jej stlačuje, čímž spouští tvorbu nových hvězd.

Spirálová ramena

Hvězdy hlavní posloupnosti typu O se obvykle objevují v ramenech spirálních galaxií. Je to proto, že když se spirální rameno pohybuje vesmírem, stlačuje jakákoli molekulární mračna v cestě. Počáteční stlačení těchto vede molekulárních mraků tvorbě hvězd, z nichž některé jsou O- a B-typu hvězdy . Také, protože tyto hvězdy mají kratší životnost, nemohou se před svou smrtí pohybovat na velké vzdálenosti, a tak zůstávají ve spirálním rameni, ve kterém se zformovaly, nebo relativně blízko něj. Na druhou stranu méně hmotné hvězdy žijí déle, a proto se nacházejí na celém galaktickém disku , včetně mezi spirálními rameny.

O / OB asociace

Hvězdné asociace jsou skupiny hvězd, které nejsou gravitačně vázány od počátku svého vzniku. Hvězdy ve hvězdných asociacích se pohybují jedna od druhé tak rychle, že je gravitační síly nemohou udržet pohromadě. V asociacích mladých hvězd pochází většina světla z hvězd typu O a B, takže takové asociace se nazývají asociace OB .

Molekulární mraky

Zrození hvězdy typu O v molekulárním oblaku má na oblak destruktivní vliv, ale může také vyvolat vznik nových hvězd. Hvězdy typu O vyzařují velké množství ultrafialového záření, které ionizuje plyn v oblaku a vytlačuje ho pryč. Hvězdy typu O mají také silné hvězdné větry s rychlostí tisíců kilometrů za sekundu, které mohou rozfoukat bublinu v molekulárním mračnu kolem hvězdy. Hvězdy typu O explodují jako supernovy, když zemřou, přičemž uvolňují obrovské množství energie, což přispívá k narušení molekulárního mračna. Tyto efekty rozptýlí zbývající molekulární materiál v oblasti tvorby hvězd, což nakonec zastaví zrod nových hvězd a možná zanechá za sebou mladou otevřenou hvězdokupu .

Nicméně, než dojde k narušení oblaku, může zametení materiálu rozpínající se bublinou (nazývané Collect and Collapse) nebo stlačení existujících oblaků (nazývané Radiation Driven Implosion) vést ke zrodu nových hvězd. Důkazy o spouštěné hvězdotvorbě byly pozorovány v řadě oblastí vzniku hvězd, jako je Cepheus B a mlhovina Sloní chobot (kde může představovat 14-25 % vytvořených hvězd).