Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску

Гигантская звезда является звездой с существенно большим радиусом и светимостью , чем основная последовательность (или карликовый ) звезда той же температура поверхности . [1] Они лежат выше главной последовательности (класс светимости V по спектральной классификации Йеркса ) на диаграмме Герцшпрунга – Рассела и соответствуют классам светимости II и III . [2] Термины гигант и карликбыли придуманы для звезд совершенно иной аналогичной светимости , несмотря температуры или спектрального типа с помощью Герцшпрунга о 1905. [3]

Гигантские звезды имеют радиус в несколько сотен раз больше Солнца и светимость от 10 до нескольких тысяч раз больше Солнца . Звезды, которые еще ярче гигантов, называются сверхгигантами и гипергигантами .

Горячую светящуюся звезду главной последовательности можно также назвать гигантом, но любую звезду главной последовательности правильно называть карликом, независимо от ее размера и яркости. [4]

Формирование [ править ]

Внутреннее строение звезды солнечного типа и красного гиганта. Изображение ESO .

Звезда становится гигантом после того, как весь водород, доступный для синтеза в ее ядре, истощается, и, в результате, покидает главную последовательность . [2] Поведение звезды после главной последовательности во многом зависит от ее массы.

Звезды средней массы [ править ]

Для звезды с массой выше примерно 0,25 солнечных масс ( M ☉ ) после того , как сердечник обедненный водорода он сжимается и нагревается , так что начинается водород с предохранителем в оболочке вокруг ядра. Часть звезды за пределами оболочки расширяется и остывает, но лишь с небольшим увеличением яркости, и звезда становится субгигантом . Инертное гелиевое ядро продолжает расти, и его температура повышается по мере того, как он аккрецирует гелий из оболочки, но в звездах примерно до 10-12  M ☉ оно не становится достаточно горячим, чтобы начать горение гелия (звезды с более высокой массой являются сверхгигантами и эволюционируют иначе ). Вместо этого, всего через несколько миллионов лет ядро ​​достигаетПредел Шенберга – Чандрасекара быстро разрушается и может стать вырожденным. Это заставляет внешние слои расширяться еще больше и создает сильную конвективную зону, которая выносит тяжелые элементы на поверхность в процессе, называемом первой выемкой грунта . Эта сильная конвекция также увеличивает перенос энергии к поверхности, яркость резко возрастает, и звезда перемещается на ветвь красных гигантов, где она будет стабильно сжигать водород в оболочке в течение значительной части своей жизни (примерно 10% для Солнцеобразная звезда). Ядро продолжает набирать массу, сжиматься и нагреваться, тогда как во внешних слоях наблюдается некоторая потеря массы. [5] , § 5.9.

Если масса звезды на главной последовательности была ниже примерно 0,4  M ☉ , она никогда не достигнет центральных температур, необходимых для плавления гелия . [6] , с. 169. Следовательно, он останется красным гигантом, синтезирующим водород, до тех пор, пока у него не закончится водород, после чего он превратится в гелиевый белый карлик . [5] , пп. 4.1, 6.1. Согласно теории звездной эволюции, ни одна звезда такой малой массы не могла развиться до этой стадии в эпоху Вселенной.

В звездах выше примерно 0,4  M ☉ температура ядра в конечном итоге достигает 10 8 К, и гелий начинает сливаться с углеродом и кислородом в ядре посредством процесса тройной альфа . [5] , § 5.9, глава 6. Когда ядро ​​вырождено, синтез гелия начинается с взрывом , но большая часть энергии идет на снятие вырождения, и ядро ​​становится конвективным. Энергия, генерируемая синтезом гелия, снижает давление в окружающей оболочке, сжигающей водород, что снижает скорость генерации энергии. Общая светимость звезды уменьшается, ее внешняя оболочка снова сжимается, и звезда перемещается от ветви красных гигантов к ветви красных гигантов.горизонтальная ветвь . [5] [7] , глава 6.

Когда гелий в ядре исчерпывается, звезда с массой до 8  M ☉ имеет углеродно-кислородное ядро, которое вырождается и начинает гореть гелий в оболочке. Как и в случае более раннего коллапса гелиевого ядра, это запускает конвекцию во внешних слоях, запускает второе углубление и вызывает резкое увеличение размера и яркости. Это асимптотическая ветвь гигантов (AGB), аналогичная ветви красных гигантов, но более яркая, с горящей водородом оболочкой, вносящей большую часть энергии. Звезды остаются на AGB только около миллиона лет, становясь все более нестабильными, пока не исчерпают свое топливо, не пройдут фазу планетарной туманности и не станут углеродно-кислородным белым карликом. [5] , пп. 7.1–7.4.

Звезды большой массы [ править ]

Звезды главной последовательности с массой выше примерно 12  M ☉ уже очень светятся и, покидая главную последовательность, перемещаются горизонтально по диаграмме HR, на короткое время становясь голубыми гигантами, прежде чем они расширятся в голубых сверхгигантов. Они начинают гореть гелий в ядре до того, как ядро ​​вырождается и плавно превращается в красных сверхгигантов без сильного увеличения светимости. На этой стадии они имеют светимость, сравнимую с яркими звездами AGB, хотя имеют гораздо более высокие массы, но их светимость будет увеличиваться, поскольку они сжигают более тяжелые элементы и в конечном итоге становятся сверхновыми.

Звезды в 8-12  M ☉ диапазона имеют несколько промежуточных свойства и были названы звезды супер-AGB. [8] Они в основном следуют по следам более легких звезд через фазы RGB, HB и AGB, но достаточно массивны, чтобы инициировать горение углерода ядра и даже некоторое горение неона. Они образуют кислородно-магниево-неоновые ядра, которые могут коллапсировать в сверхновой с захватом электронов или могут оставлять после себя кислородно-неоновый белый карлик.

Звезды главной последовательности класса O уже очень светятся. Гигантская фаза для таких звезд - это краткая фаза слегка увеличенного размера и светимости перед развитием сверхгигантского спектрального класса светимости. Гиганты типа O могут быть более чем в сто тысяч раз ярче Солнца и ярче многих сверхгигантов. Классификация сложна и трудна с небольшими различиями между классами светимости и непрерывным набором промежуточных форм. Самые массивные звезды развивают гигантские или сверхгигантские спектральные характеристики, все еще сжигая водород в своих ядрах из-за смешивания тяжелых элементов с поверхностью и высокой светимости, которая создает мощный звездный ветер и вызывает расширение атмосферы звезды.

Звезды малой массы [ править ]

Звезда, начальная масса меньше , чем примерно 0,25  М ☉ не станет гигантской звездой на всех. На протяжении большей части своей жизни внутреннее пространство таких звезд тщательно перемешивается конвекцией, и поэтому они могут продолжать синтез водорода в течение времени, превышающего 10 12 лет, что намного дольше нынешнего возраста Вселенной . Все это время они постепенно становятся горячее и ярче. В конце концов они действительно развивают радиационное ядро, впоследствии истощая водород в ядре и сжигая водород в оболочке, окружающей ядро. (Звезды с массой более 0,16  M ☉в этот момент может расшириться, но никогда не станет очень большим.) Вскоре после этого запас водорода звезды будет полностью исчерпан, и она превратится в гелиевый белый карлик . [9] Опять же, Вселенная слишком молода, чтобы наблюдать такие звезды.

Подклассы [ править ]

Существует широкий спектр звезд класса гигантов, и несколько подразделений обычно используются для определения более мелких групп звезд.

Субгиганты [ править ]

Основная статья: Субгигант

Субгиганты представляют собой совершенно отдельный от гигантов спектроскопический класс светимости (IV), но имеют с ними много общих черт. Хотя некоторые субгиганты являются просто сверхсветящимися звездами главной последовательности из-за химической изменчивости или возраста, другие представляют собой отчетливый эволюционный путь к истинным гигантам.

Примеры:

  • Gamma Geminorum (γ Gem), субгигант A-типа;
  • Эта Бутис (η Boo), субгигант G-типа.

Яркие гиганты [ править ]

Основная статья: Яркий великан

Другой класс светимости - это яркие гиганты (класс II), которые отличаются от обычных гигантов (класс III) просто тем, что они немного больше и ярче. Они имеют светимости между нормальными гигантами и сверхгигантами, около -3 абсолютной звездной величины.

Примеры:

  • Дельта Ориона Aa1 (δ Ori Aa1), главный компонент Минтаки, яркого гиганта O-типа;
  • Alpha Carinae (α Car), яркий гигант F-типа, Канопус, также иногда классифицируется как сверхгигант.

Красные гиганты [ править ]

Основная статья: Красный гигант

В пределах любого класса гигантской светимости более холодные звезды спектрального класса K, M, S и C (а иногда и некоторые звезды G-типа [10] ) называются красными гигантами. Красные гиганты включают в себя звезды, находящиеся на разных этапах эволюции своей жизни: главная ветвь красных гигантов (RGB); красная горизонтальная ветка или красный комок ; асимптотическую ветвь гигантов(AGB), хотя звезды AGB часто бывают достаточно большими и яркими, чтобы их можно было классифицировать как сверхгиганты; а иногда и другие крупные холодные звезды, например, звезды, сразу же после AGB. Звезды RGB на сегодняшний день являются наиболее распространенным типом гигантских звезд из-за их умеренной массы, относительно долгой стабильной жизни и светимости. Они представляют собой наиболее очевидную группу звезд после главной последовательности на большинстве диаграмм HR, хотя белые карлики более многочисленны, но гораздо менее ярки.

Примеры:

  • Поллукс
  • Эпсилон Змееносец , красный гигант G-типа. [10]
  • Арктур (α Bootes), гигант K-типа.
  • Gamma Comae Berenices (γ Comae Berenices), гигант K-типа.
  • Мира (ο Кита), гигант М-типа и прототип переменной Миры.
  • Альдебаран , гигант типа К

Желтые гиганты [ править ]

Основная статья: Желтая гигантская звезда

Гигантские звезды с промежуточными температурами (спектральный класс G, F и, по крайней мере, некоторый A) называются желтыми гигантами. Их гораздо меньше, чем красных гигантов, отчасти потому, что они образуются только из звезд с несколько большей массой, а отчасти потому, что они проводят меньше времени в этой фазе своей жизни. Однако они включают ряд важных классов переменных звезд. Желтые звезды высокой светимости обычно нестабильны, что приводит к полосе нестабильности на диаграмме HR, где большинство звезд являются пульсирующими переменными. Полоса нестабильности простирается от главной последовательности до сверхгигантских светимостей, но при светимостях гигантов существует несколько классов переменных звезд:

  • Переменные RR Лиры , пульсирующие звезды класса A (иногда F) с горизонтальной ветвью с периодами меньше суток и амплитудами меньшей величины;
  • Переменные W Девы , более яркие пульсирующие переменные, также известные как цефеиды типа II, с периодами 10–20 дней;
  • Переменные цефеиды типа I , более светящиеся неподвижные и в основном сверхгиганты, с еще более длинными периодами;
  • Переменные Delta Scuti , редкие субгиганты или даже звезды главной последовательности.

Желтые гиганты могут быть звездами средней массы, впервые эволюционирующими в сторону ветви красных гигантов, или же они могут быть более развитыми звездами на горизонтальной ветви. Впервые эволюция в сторону ветви красных гигантов происходит очень быстро, тогда как звезды могут проводить гораздо больше времени на горизонтальной ветви. Звезды с горизонтальной ветвью, с более тяжелыми элементами и меньшей массой, более нестабильны.

Примеры:

  • Сигма Октантис (σ Octantis), гигант F-типа и переменная дельта Щита;
  • Альфа Возничего Aa (α Aurigae Aa), гигант G-типа, одна из звезд, составляющих Капеллу.

Голубые (а иногда и белые) гиганты [ править ]

Основная статья: Синий гигант

Самые горячие гиганты спектральных классов O, B, а иногда и раннего A называются голубыми гигантами . Иногда звезды A- и позднего B-типа называют белыми гигантами. [ почему? ]

Голубые гиганты представляют собой очень разнородную группу, начиная от звезд большой массы и высокой светимости, просто покидающих главную последовательность, до звезд малой массы с горизонтальными ветвями . Звезды с более высокой массой покидают главную последовательность, чтобы стать голубыми гигантами, затем яркими синими гигантами, а затем голубыми сверхгигантами, прежде чем расшириться в красные сверхгиганты, хотя при очень высоких массах стадия гигантов настолько коротка и узка, что ее трудно отличить от синий сверхгигант.

Звезды с меньшей массой, горящие гелием в ядре, эволюционируют из красных гигантов вдоль горизонтальной ветви, а затем обратно к асимптотической ветви гигантов , и в зависимости от массы и металличности они могут стать голубыми гигантами. Считается, что некоторые звезды post-AGB, испытывающие поздний тепловой импульс, могут стать своеобразными [ требуется пояснение ] голубыми гигантами.

Примеры:

  • Альциона (η Тельца), гигант B-типа, самая яркая звезда в Плеядах ;
  • Тубан (α Draconis), гигант типа A.

Ссылки [ править ]

  1. ^ Гигантская звезда, запись в Астрономической энциклопедии , изд. Патрик Мур, Нью-Йорк: Издательство Оксфордского университета, 2002. ISBN  0-19-521833-7 .
  2. ^ a b гигант, запись в Файловом словаре астрономии «Факты» , изд. Джон Дейнтит и Уильям Гулд, Нью-Йорк: Факты в файле, Inc., 5-е изд., 2006. ISBN 0-8160-5998-5 . 
  3. ^ Рассел, Генри Норрис (1914). «Связь между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . 22 : 275–294. Bibcode : 1914PA ..... 22..275R .
  4. ^ Гигантская звезда, запись в Кембриджском астрономическом словаре , Жаклин Миттон , Кембридж: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5 . 
  5. ^ a b c d e Эволюция звезд и звездных популяций , Маурицио Саларис и Санти Кассизи, Чичестер, Великобритания: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X . 
  6. ^ Структура и эволюция белых карликов , С.О. Кеплер и П.А. Брэдли, Балтийская астрономия 4 , стр. 166–220.
  7. ↑ Giants and Post-Giants. Архивировано 20 июля 2011 г.в Wayback Machine , заметки о классе, Робин Чардулло, Астрономия 534, Университет штата Пенсильвания .
  8. ^ Элдридж, JJ; Тут, Калифорния (2004). «Изучение разделения и перекрытия между звездами AGB и супер-AGB и сверхновыми». Memorie della Società Astronomica Italiana . 75 : 694. arXiv : astro-ph / 0409583 . Bibcode : 2004MmSAI..75..694E .
  9. ↑ Конец основной последовательности, Грегори Лафлин, Питер Боденхаймер и Фред С. Адамс, Астрофизический журнал , 482 (10 июня 1997 г.), стр. 420–432. Bibcode : 1997ApJ ... 482..420L . DOI : 10.1086 / 304125 .
  10. ^ а б Мазумдар, А .; и другие. (Август 2009 г.), «Астеросейсмология и интерферометрия звезды красного гиганта Змееносца», Астрономия и астрофизика , 503 (2): 521–531, arXiv : 0906.3386 , Bibcode : 2009A & A ... 503..521M , doi : 10.1051 / 0004-6361 / 200912351 , S2CID 15699426 

Внешние ссылки [ править ]

  • Интерактивное сравнение звезд-гигантов.