Гигант звезда: Звезды гиганты и сверхгиганты: появление, примеры, эволюция

гигант | это… Что такое Звезда-гигант?

У этого термина существуют и другие значения, см. Гигант.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Спектральный класс

Коричневые карлики

Белые карлики

Красные карлики

Субкарлики

Главная последовательность (карлики)

Субгиганты

Гиганты

Яркие гиганты

Сверхгиганты

Гипергиганты

Абсолютная

звёздная

величина

(MV)

Гига́нт — тип звёзд со значительно бо́льшим радиусом и высокой светимостью, чем у звёзд главной последовательности, имеющих такую же температуру поверхности[1]. 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[2][3]. Горячие и яркие звёзды главной последовательности также могут быть отнесены к белым гигантам[4]. Помимо этого, из-за своего большого радиуса и высокой светимости, гиганты лежат выше главной последовательности (V класс светимости в Йеркской спектральной классификации) на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и соответствует классам светимости II и III[5].

Содержание

  • 1 Образование
  • 2 Примеры
  • 3 См. также
  • 4 Примечания

Образование

Звезда становится гигантом после того, как весь водород, доступный для реакции в ядре звезды, был использован и, как следствие, звезда оставила главную последовательность[5]. Звезда, начальная масса которой не превышает примерно 0,4 солнечных масс, не станет звездой-гигантом. Это происходит потому, что вещество внутри таких звёзд сильно смешано путём конвекции, и поэтому водород продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходует всю массу звезды, в этой точке она становится белым карликом, состоящим преимущественно из гелия. Это истощение звёздного вещества, тем не менее, по прогнозам может занять времени значительно больше, чем прошло до сегодняшнего дня с момента образования Вселенной[6].

Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта. Снимок Европейской южной обсерватории.

Если звезда является более массивной, чем этот нижний предел, то когда она потребит весь водород, доступный в ядре для реакции, ядро начнёт сжиматься. Теперь водород реагирует с гелием в оболочке вокруг богатого гелием ядра и часть звезды за пределами оболочки расширяется и охлаждается. В этом месте своей эволюции, отмеченной как субгиганты на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, светимость звезды остаётся примерно постоянной и температура её поверхности понижается. В конце концов звезда начинает подниматься до красного гиганта на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. В этой точке температура поверхности звезды, уже, как правило, красного гиганта, будет оставаться примерно постоянной, тогда как её светимость и радиус существенно увеличатся. Ядро продолжит сжиматься, повышая свою температуру[7], § 5.9..

Если масса звезды, когда она лежит на главной последовательности, была ниже примерно 0,5 солнечных масс, считается, что она никогда не достигнет центральных температур, необходимых для синтеза гелия[8], стр. 169.. Поэтому она будет оставаться красным гигантом с синтезом водорода, пока не начнёт превращаться в гелиевый белый карлик[7], § 4.1, 6.1.. В противном случае, когда температура ядра достигает примерно 108 K, гелий вступает в термоядерную реакцию с углеродом и кислородом в ядре[7],§ 5.9, chapter 6.. Энергия образуется за счёт реакции с гелием, вызывающей расширение ядра. Это создаёт давление на ближайшую оболочку из горящего водорода, что снижает уровень его энергии. Светимость звезды уменьшается, её внешняя оболочка снова сжимается и звезда покидает ветвь красного гиганта на диаграмме[9]. Её последующая эволюция будет зависеть от массы. Если масса не очень велика, то звезда будет расположена на горизонтальном отрезке диаграммы Герцшпрунга-Рассела, или же местоположение звезды может меняться по петле[7], chapter 6.. Если звезда не тяжелее примерно 8 солнечных масс, то в итоге она исчерпает весь гелий в ядре и в реакцию вступит гелий в оболочке вокруг ядра звезды. Тогда светимость снова увеличится и станет как у гиганта на асимптоматическом отрезке диаграммы, звезда поднимется по асимптоматической ветви диаграммы Герцшпрунга-Рассела. После того, как звезда избавится от большей части своей массы, её ядро станет таким же, как у углеродно-кислородного белого карлика[7], § 7.1-7.4..

У звёзд главной последовательности с большими массами в итоге в реакцию вступит углерод (около 8 солнечных масс)[7], p. 189. Светимость этих звёзд значительно не увеличится после их ухода с главной последовательности, но они станут более красными. Они могут превратиться в красных сверхгигантов или потерять массу, что будет способствовать их эволюции в голубого сверхгиганта[10], pp. 33-35;  [2]. В конечном итоге они станут белыми карликами, состоящими из кислорода и неона или пройдут через стадию сжатия ядра, станут сверхновыми для последующего образования нейтронных звёзд или чёрных дыр[7], § 7. 4.4-7.8..

Примеры

Широко известные звёзды-гиганты:

  • Альциона (η Тельца), бело-голубой гигант спектрального класса B[11], ярчайшая звезда в рассеянном скоплении Плеяды[12].
  • Тубан (α Дракона), белый гигант класса A[13].
  • σ Октанта, жёлто-белый гигант класса F[14].
  • Капелла Aa, жёлтый гигант класса G, один из компонентов системы Капеллы (α Возничего)[15].
  • Поллукс (β Близнецов), оранжевый гигант класса K[16].
  • Мира (ο Кита), красный гигант класса M[17].

См. также

  • Голубой гигант
  • Гипергигант
  • Красный гигант
  • Сверхгигант
  • Яркий гигант

Примечания

  1. ↑ Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. ↑ 1 2 supergiant, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line.  (англ.)  (Проверено 8 декабря 2008)
  3. ↑ hypergiant, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line.  (англ.)  (Проверено 8 декабря 2008)
  4. ↑ Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
  5. ↑ 1 2 giant, entry in The Facts on File Dictionary of Astronomy, ed. John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5th ed., 2006. ISBN 0-8160-5998-5.
  6. ↑ Late stages of evolution for low-mass stars, Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology.  (англ.)  (Проверено 8 декабря 2008).
  7. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd. , 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  8. ↑ Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166—220.
  9. ↑ Giants and Post-Giants, class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.
  10. ↑ Blowing Bubbles in the Cosmos: Astronomical Winds, Jets, and Explosions, T. W. Hartquist, J. E. Dyson, and D. P. Ruffle, New York: Oxford University Press, 2004. ISBN 0-19-513054-5.
  11. ↑ Alcyone  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Архивировано из первоисточника 22 марта 2012. Проверено 9 декабря 2008.
  12. ↑ Джим Калер. Alcyone  (англ.). — описание звезды на сайте профессора Джима Калера. Архивировано из первоисточника 22 марта 2012. Проверено 9 декабря 2008.
  13. ↑ Thuban  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Архивировано из первоисточника 22 марта 2012. Проверено 9 декабря 2008.
  14. ↑ Sigma Octantis  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Архивировано из первоисточника 22 марта 2012. Проверено 9 декабря 2008.
  15. ↑ α Aurigae A  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Архивировано из первоисточника 22 марта 2012. Проверено 9 декабря 2008.
  16. ↑ Pollux  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Архивировано из первоисточника 22 марта 2012. Проверено 9 декабря 2008.
  17. ↑ Mira  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Архивировано из первоисточника 22 марта 2012. Проверено 9 декабря 2008.

Звезды-красные гиганты тускнеют в сотни раз перед их превращением в сверхновую

13 октября, 13:19

Наука

ТАСС, 13 октября. Астрономы выяснили, что красные гиганты и сверхгиганты, такие как близлежащая звезда Бетельгейзе, резко снижают свою яркость в сотни раз за несколько недель или месяцев до начала вспышки сверхновой. Эта закономерность поможет ученым подготовиться к наблюдениям за гибелью Бетельгейзе, сообщила в четверг пресс-служба Королевского астрономического общества (RAS).

«В последние мгновения жизни красные гиганты начинает окружать гигантский «кокон» из пыли, почти полностью заслоняющий собой свет умирающей звезды. Наши расчеты показывают, что ее яркость падает в результате этого примерно в сто раз. По сути, это означает, что перед вспышкой сверхновой вы вряд ли увидите ее источник на ночном небе», — заявил научный сотрудник Ливерпульского университета имени Джона Мурса (Великобритания) Бенджамин Дэвис, чьи слова приводит пресс-служба RAS.

Красные гиганты возникают на последних стадиях эволюции престарелых звезд, похожих по размерам на Солнце или немного превосходящих его по массе. Когда такие светила почти полностью исчерпывают свои запасы водорода, давление в их ядре падает, и оно резко сжимается. В результате этого температура в центре звезды сильно растет, что приводит к расширению его внешних оболочек и постепенному их сбросу в открытое космическое пространство.

Впоследствии красный гигант исчерпывает запасы гелия, что приводит к резкому сжатию ядра звезды и возникновению вспышки сверхновой. Оба этих процесса ведут к рождению огромного количества пыли и формированию ярких газопылевых туманностей, чья материя впоследствии служит «стройматериалом» для формирования новых звезд, а также планет. По этой причине астрономы активно изучают красные гиганты в надежде понять, как протекает процесс накопления твердой материи во Вселенной.

Как отмечает Дэвис, недавнее потускнение Бетельгейзе, одного из самых крупных и близких к нам красных сверхгигантов, заставило ученых активно интересоваться тем, как протекают последние стадии жизни этих престарелых светил, и можно ли предсказать начало их превращения в сверхновую. Британским астрофизикам и их коллегам из Франции удалось раскрыть одну подобную закономерность.

Ученые совершили это открытие в ходе изучения спектра вспышек сверхновых, чьи прародители были похожи по массе и другим свойствам на Бетельгейзе, а также фотографий этих погибших светил. В этих данных исследователи открыли свидетельства того, что красные сверхгиганты были окружены огромным количеством непрозрачной для света пыли в последние мгновения своей жизни.

В соответствии с расчетами ученых, ее плотность была на несколько порядков больше значений, характерных для Бетельгейзе и других престарелых красных гигантов, сбросивших значительную часть своих внешних оболочек. Это означает, что за несколько недель и месяцев до взрыва сверхновой красные сверхгиганты резко ускоряют сброс материи в окружающее пространство, что приводит к сильному потускнению гибнущего светила в оптическом диапазоне.

Данной особенностью красных сверхгигантов, как считают Дэвис и его коллеги, можно воспользоваться для подготовки к проведению обстоятельных наблюдений за порождаемыми ими вспышками сверхновых. Изучение этого процесса с первых мгновений формирования вспышки поможет ученым уточнить роль подобных термоядерных взрывов звезд в процессе химической эволюции Вселенной. 

Теги:

Великобритания

Гигантская звезда — Энциклопедия Нового Света

Из Энциклопедии Нового Света

Перейти к:навигация, поиск

Предыдущая (Гигантский кальмар)

Следующая (Гиббон)

Hertzsprung-Russell Diagram

Spectral Type

Brown dwarfs

White dwarfs

Red dwarfs

Subdwarfs

Main sequence
(«dwarfs»)

Subgiants

Giants

Bright Giants

Supergiants

Гипергиганты

абсолютная

величина

величи- Поэтому на диаграмме Герцшпрунга-Рассела он расположен над основной группой последовательностей. Считается, что гигантская звезда представляет собой промежуточное состояние в эволюции звезды. После того, как весь водород, доступный для ядерного синтеза в ядре звезды главной последовательности, истощается, звезда раздувается до гораздо большего размера и становится гигантской звездой.

Содержание

  • 1 Характеристики
  • 2 Формирование
  • 3 примера
  • 4 См. также
  • 5 Примечания
  • 6 Каталожные номера
  • 7 Внешние ссылки
  • 8 кредитов

Звезды большей светимости, чем звезды-гиганты, классифицируются как сверхгиганты и гипергиганты.

Характеристики

Обычно звезды-гиганты имеют радиус от 10 до 100 радиусов Солнца и светимость от 10 до 1000 солнечных. [1] Звезды, еще более яркие, чем гиганты, называются сверхгигантами и гипергигантами. [2] [3] Горячую светящуюся звезду главной последовательности также можно назвать гигантом. [4] Кроме того, из-за больших радиусов и светимостей звезды-гиганты лежат выше главной последовательности (класс светимости V в спектральной классификации Йеркса) на диаграмме Герцшпрунга-Рессела и соответствуют классам светимости II или III. [5]

Формирование

Звезда становится звездой-гигантом после того, как весь доступный для синтеза водород в ее ядре был исчерпан, и в результате она покинула главную последовательность. [5] Звезда, начальная масса которой меньше примерно 0,4 массы Солнца, не станет звездой-гигантом. Это связано с тем, что внутренняя часть таких звезд тщательно перемешивается за счет конвекции, и поэтому они продолжают синтезировать водород до тех пор, пока он не истощится по всей звезде, после чего они становятся белыми карликами, состоящими в основном из гелия. Это истощение, однако, по прогнозам, займет значительно больше времени, чем время жизни Вселенной до сих пор. [6]

Внутреннее строение солнцеподобной звезды и красного гиганта. Изображение из Европейской южной обсерватории (ESO).

Если звезда массивнее этого нижнего предела, то когда она израсходует весь доступный для синтеза водород в своем ядре, ядро ​​начнет сжиматься. Теперь водород сливается с гелием в оболочке вокруг богатого гелием ядра, а часть звезды вне оболочки расширяется и охлаждается. На этом этапе ее эволюции, обозначенном на диаграмме Герцшпрунга-Рассела как субгигантская ветвь, светимость звезды остается примерно постоянной, а температура ее поверхности снижается. В конце концов звезда начнет подниматься по ветви красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. В этот момент температура поверхности звезды, которая теперь обычно является красным гигантом, будет оставаться примерно постоянной, поскольку ее светимость и радиус резко увеличиваются. Ядро будет продолжать сжиматься, повышая свою температуру. [7]

Если масса звезды на главной последовательности была ниже примерно 0,5 массы Солнца, считается, что она никогда не достигнет центральных температур, необходимых для плавления гелия. [8] Таким образом, он останется красным гигантом, синтезирующим водород, пока в конечном итоге не станет гелиевым белым карликом. [7] В противном случае, когда температура ядра достигнет примерно 10 8 К, гелий начнет сплавляться с углеродом и кислородом в ядре по тройному альфа-процессу. [7] Энергия, вырабатываемая при синтезе гелия, заставляет ядро ​​расширяться. Это приводит к снижению давления в окружающей оболочке, сжигающей водород, что снижает скорость выработки энергии. Светимость звезды уменьшается, ее внешняя оболочка снова сжимается, и звезда покидает ветвь красных гигантов. [9]

Его дальнейшая эволюция будет зависеть от его массы. Если он не очень массивный, его можно найти в горизонтальной ветви на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, или его положение на диаграмме может двигаться по петлям. [7] Если масса звезды не превышает примерно 8 масс Солнца, она в конце концов исчерпает гелий в своем ядре и начнет плавить гелий в оболочке вокруг ядра. Затем ее светимость снова увеличится, поскольку теперь она является звездой AGB и поднимается по асимптотической гигантской ветви диаграммы Герцшпрунга-Рассела. После того, как звезда потеряет большую часть своей массы, ее ядро ​​останется углеродно-кислородным белым карликом. [7]

Для звезд главной последовательности с массами, достаточно большими для того, чтобы в конечном итоге слиться углерод (приблизительно 8 солнечных масс) [7] эта картина должна быть изменена во многих отношениях. Эти звезды не сильно увеличивают светимость после ухода с главной последовательности, но становятся краснее. Они могут стать красными сверхгигантами, или потеря массы может привести к тому, что они станут голубыми сверхгигантами. [10] [2] В конце концов, они станут белыми карликами, состоящими из кислорода и неона, или подвергнутся коллапсу ядра сверхновой с образованием нейтронных звезд или черных дыр. [7]

Примеры

К хорошо известным гигантским звездам различных цветов относятся следующие:

  • Альциона (η Тельца), бело-голубой (B-тип) гигант, [11] ярчайшая звезда в Плеядах. [12]
  • Тубан (α Драконис), белый гигант (типа А). [13]
  • σ Octantis, желто-белый (F-тип) гигант. [14]
  • α Aurigae Aa, желтый гигант (G-типа), одна из звезд, составляющих Капеллу. [15]
  • Поллукс (β Geminorum), оранжевый гигант (K-типа). [16]
  • Мира (ο Кита), красный (М-тип) гигант. [17]

См. также

  • Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
  • Гипергигант
  • Основная последовательность
  • Ядерный синтез
  • Красный гигант
  • Звезда
  • Сверхгигант

Примечания

  1. ↑ Патрик Мур, «Гигантская звезда», в Астрономической энциклопедии (Нью-Йорк, Нью-Йорк: Oxford University Press, 2002, ISBN 0195218337).
  2. ↑ 2.0 2.1 Дэвид Дарлинг, Сверхгигант, Энциклопедия астробиологии, астрономии и космических полетов. Проверено 14 декабря 2008 г.
  3. ↑ Дэвид Дарлинг, Гипергигант, Энциклопедия астробиологии, астрономии и космических полетов. Проверено 14 декабря 2008 г.
  4. ↑ Жаклин Миттон, «Гигантская звезда», в Кембриджском астрономическом словаре (Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press, 2001, ISBN 0521800455).
  5. ↑ 5,0 5.1 Джон Дейнтит и Уильям Гулд (ред.), «Гигант», в Астрономический словарь фактов в файле, 5-е изд. (Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Facts On File, Inc., 2006, ISBN 0816059985).
  6. ↑ Майкл Ричмонд, Поздние стадии эволюции маломассивных звезд. Проверено 14 декабря 2008 г.
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 7,5 7,6 Маурицио Саларис и Санти Кассиси, Evolulation of Stars и Stellar Poput0105 (Чичестер, Великобритания: John Wiley & Sons, Ltd., 2005 г., ISBN 047009219X).
  8. ↑ С.О. Кеплер и П.А. Брэдли, Структура и эволюция белых карликов, Балтийская астрономия 4: 166–220. Проверено 14 декабря 2008 г.
  9. ↑ Робин Чиардулло, Гиганты и постгиганты. Проверено 14 декабря 2008 г.
  10. ↑ Т.В. Хартквист, Дж. Э. Дайсон и Д. П. Раффл, Выдувание пузырей в космосе: астрономические ветры, струи и взрывы (Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Oxford University Press, 2004, ISBN 0195130545).
  11. ↑ Симбад, Альциона. Проверено 14 декабря 2008 г.
  12. ↑ Джим Калер, Альциона, STARS. Проверено 14 декабря 2008 г.
  13. ↑ СИМБАД, Тубан. Проверено 14 декабря 2008 г.
  14. ↑ SIMBAD, Сигма Октантис. Проверено 14 декабря 2008 г.
  15. ↑ SIMBAD, α Возничего Аа. Проверено 14 декабря 2008 г.
  16. ↑ СИМБАД, Поллукс. Проверено 14 декабря 2008 г.
  17. ↑ СИМБАД, Мира. Проверено 14 декабря 2008 г.

Каталожные номера

Ссылки ISBN поддерживают NWE за счет реферальных сборов

  • Дайнтит, Джон и Уильям Гулд (ред.). Астрономический словарь фактов в файлах, , 5-е изд. Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Facts On File, Inc. , 2006. ISBN 0816059985.
  • Хартквист, Т. В., Дж. Э. Дайсон и Д. П. Раффл. Мыльные пузыри в космосе: астрономические ветры, струи и взрывы . Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Oxford University Press, 2004. ISBN 0195130545.
  • Миттон, Жаклин. Кембриджский астрономический словарь . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета, 2001. ISBN 0521800455.
  • Мур, Патрик (ред.). Астрономическая энциклопедия . Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Oxford University Press, 2002. ISBN 0195218337.
  • Саларис, Маурицио и Санти Кассизи. Эволюция звезд и звездного населения . Чичестер, Великобритания: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 047009219X.

Внешние ссылки

Все ссылки получены 21 июня 2017 г.

  • Гигантские звезды. Информационный бюллетень Бытия.
  • Интерактивное сравнение гигантских звезд.
  • Красные гиганты. Зритель астрофизики.

Авторы

Энциклопедия Нового Света писатели и редакторы переписали и дополнили статью Википедии
в соответствии со стандартами New World Encyclopedia . Эта статья соответствует условиям лицензии Creative Commons CC-by-sa 3.0 (CC-by-sa), которая может использоваться и распространяться с надлежащим указанием авторства. Кредит должен соответствовать условиям этой лицензии, которая может ссылаться как на Энциклопедия Нового Света участников и самоотверженных добровольных участников Фонда Викимедиа. Чтобы процитировать эту статью, щелкните здесь, чтобы просмотреть список допустимых форматов цитирования. История более ранних вкладов википедистов доступна исследователям здесь:

  • Гигантская звезда  история

История этой статьи с момента ее импорта в Энциклопедию Нового Света :

  • История «Гигантской звезды»

Примечание. На использование отдельных изображений, которые лицензируются отдельно, могут распространяться некоторые ограничения.

Гигантская звезда — Энциклопедия Нового Света

Из Энциклопедии Нового Света

Перейти к:навигация, поиск

Предыдущая (Гигантский кальмар)

Следующая (Гиббон)

Диаграмма Герцшпрунга-Рассела

Тип спектра

Коричневые карлики

Белые карлики

Красные карлики

Субкарлики

Главная последовательность0025 («dwarfs»)

Subgiants

Giants

Bright Giants

Supergiants

Hypergiants

absolute

magni-

tude

(M V )

A giant star is a star со значительно большим радиусом и светимостью, чем звезда главной последовательности с той же температурой поверхности. Поэтому на диаграмме Герцшпрунга-Рассела он расположен над основной группой последовательностей. Считается, что гигантская звезда представляет собой промежуточное состояние в эволюции звезды. После того, как весь водород, доступный для ядерного синтеза в ядре звезды главной последовательности, истощается, звезда раздувается до гораздо большего размера и становится гигантской звездой.

Содержание

  • 1 Характеристики
  • 2 Формирование
  • 3 примера
  • 4 См. также
  • 5 Примечания
  • 6 Каталожные номера
  • 7 Внешние ссылки
  • 8 кредитов

Звезды большей светимости, чем звезды-гиганты, классифицируются как сверхгиганты и гипергиганты.

Характеристики

Обычно звезды-гиганты имеют радиус от 10 до 100 радиусов Солнца и светимость от 10 до 1000 солнечных. [1] Звезды, еще более яркие, чем гиганты, называются сверхгигантами и гипергигантами. [2] [3] Горячую светящуюся звезду главной последовательности также можно назвать гигантом. [4] Кроме того, из-за больших радиусов и светимостей звезды-гиганты лежат выше главной последовательности (класс светимости V в спектральной классификации Йеркса) на диаграмме Герцшпрунга-Рессела и соответствуют классам светимости II или III. [5]

Формирование

Звезда становится звездой-гигантом после того, как весь доступный для синтеза водород в ее ядре был исчерпан, и в результате она покинула главную последовательность. [5] Звезда, начальная масса которой меньше примерно 0,4 массы Солнца, не станет звездой-гигантом. Это связано с тем, что внутренняя часть таких звезд тщательно перемешивается за счет конвекции, и поэтому они продолжают синтезировать водород до тех пор, пока он не истощится по всей звезде, после чего они становятся белыми карликами, состоящими в основном из гелия. Это истощение, однако, по прогнозам, займет значительно больше времени, чем время жизни Вселенной до сих пор. [6]

Внутреннее строение солнцеподобной звезды и красного гиганта. Изображение из Европейской южной обсерватории (ESO).

Если звезда массивнее этого нижнего предела, то когда она израсходует весь доступный для синтеза водород в своем ядре, ядро ​​начнет сжиматься. Теперь водород сливается с гелием в оболочке вокруг богатого гелием ядра, а часть звезды вне оболочки расширяется и охлаждается. На этом этапе ее эволюции, обозначенном на диаграмме Герцшпрунга-Рассела как субгигантская ветвь, светимость звезды остается примерно постоянной, а температура ее поверхности снижается. В конце концов звезда начнет подниматься по ветви красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. В этот момент температура поверхности звезды, которая теперь обычно является красным гигантом, будет оставаться примерно постоянной, поскольку ее светимость и радиус резко увеличиваются. Ядро будет продолжать сжиматься, повышая свою температуру. [7]

Если масса звезды на главной последовательности была ниже примерно 0,5 массы Солнца, считается, что она никогда не достигнет центральных температур, необходимых для плавления гелия. [8] Таким образом, он останется красным гигантом, синтезирующим водород, пока в конечном итоге не станет гелиевым белым карликом. [7] В противном случае, когда температура ядра достигнет примерно 10 8 К, гелий начнет сплавляться с углеродом и кислородом в ядре по тройному альфа-процессу. [7] Энергия, вырабатываемая при синтезе гелия, заставляет ядро ​​расширяться. Это приводит к снижению давления в окружающей оболочке, сжигающей водород, что снижает скорость выработки энергии. Светимость звезды уменьшается, ее внешняя оболочка снова сжимается, и звезда покидает ветвь красных гигантов. [9]

Его дальнейшая эволюция будет зависеть от его массы. Если он не очень массивный, его можно найти в горизонтальной ветви на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, или его положение на диаграмме может двигаться по петлям. [7] Если масса звезды не превышает примерно 8 масс Солнца, она в конце концов исчерпает гелий в своем ядре и начнет плавить гелий в оболочке вокруг ядра. Затем ее светимость снова увеличится, поскольку теперь она является звездой AGB и поднимается по асимптотической гигантской ветви диаграммы Герцшпрунга-Рассела. После того, как звезда потеряет большую часть своей массы, ее ядро ​​останется углеродно-кислородным белым карликом. [7]

Для звезд главной последовательности с массами, достаточно большими для того, чтобы в конечном итоге слиться углерод (приблизительно 8 солнечных масс) [7] эта картина должна быть изменена во многих отношениях. Эти звезды не сильно увеличивают светимость после ухода с главной последовательности, но становятся краснее. Они могут стать красными сверхгигантами, или потеря массы может привести к тому, что они станут голубыми сверхгигантами. [10] [2] В конце концов, они станут белыми карликами, состоящими из кислорода и неона, или подвергнутся коллапсу ядра сверхновой с образованием нейтронных звезд или черных дыр. [7]

Примеры

К хорошо известным гигантским звездам различных цветов относятся следующие:

  • Альциона (η Тельца), бело-голубой (B-тип) гигант, [11] ярчайшая звезда в Плеядах. [12]
  • Тубан (α Драконис), белый гигант (типа А). [13]
  • σ Octantis, желто-белый (F-тип) гигант. [14]
  • α Aurigae Aa, желтый гигант (G-типа), одна из звезд, составляющих Капеллу. [15]
  • Поллукс (β Geminorum), оранжевый гигант (K-типа). [16]
  • Мира (ο Кита), красный (М-тип) гигант. [17]

См. также

  • Диаграмма Герцшпрунга-Рассела
  • Гипергигант
  • Основная последовательность
  • Ядерный синтез
  • Красный гигант
  • Звезда
  • Сверхгигант

Примечания

  1. ↑ Патрик Мур, «Гигантская звезда», в Астрономической энциклопедии (Нью-Йорк, Нью-Йорк: Oxford University Press, 2002, ISBN 0195218337).
  2. ↑ 2.0 2.1 Дэвид Дарлинг, Сверхгигант, Энциклопедия астробиологии, астрономии и космических полетов. Проверено 14 декабря 2008 г.
  3. ↑ Дэвид Дарлинг, Гипергигант, Энциклопедия астробиологии, астрономии и космических полетов. Проверено 14 декабря 2008 г.
  4. ↑ Жаклин Миттон, «Гигантская звезда», в Кембриджском астрономическом словаре (Кембридж, Великобритания: Cambridge University Press, 2001, ISBN 0521800455).
  5. ↑ 5,0 5.1 Джон Дейнтит и Уильям Гулд (ред.), «Гигант», в Астрономический словарь фактов в файле, 5-е изд. (Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Facts On File, Inc., 2006, ISBN 0816059985).
  6. ↑ Майкл Ричмонд, Поздние стадии эволюции маломассивных звезд. Проверено 14 декабря 2008 г.
  7. ↑ 7,0 7,1 7,2 7,3 7,4 7,5 7,6 Маурицио Саларис и Санти Кассиси, Evolulation of Stars и Stellar Poput0105 (Чичестер, Великобритания: John Wiley & Sons, Ltd., 2005 г., ISBN 047009219X).
  8. ↑ С.О. Кеплер и П.А. Брэдли, Структура и эволюция белых карликов, Балтийская астрономия 4: 166–220. Проверено 14 декабря 2008 г.
  9. ↑ Робин Чиардулло, Гиганты и постгиганты. Проверено 14 декабря 2008 г.
  10. ↑ Т.В. Хартквист, Дж. Э. Дайсон и Д. П. Раффл, Выдувание пузырей в космосе: астрономические ветры, струи и взрывы (Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Oxford University Press, 2004, ISBN 0195130545).
  11. ↑ Симбад, Альциона. Проверено 14 декабря 2008 г.
  12. ↑ Джим Калер, Альциона, STARS. Проверено 14 декабря 2008 г.
  13. ↑ СИМБАД, Тубан. Проверено 14 декабря 2008 г.
  14. ↑ SIMBAD, Сигма Октантис. Проверено 14 декабря 2008 г.
  15. ↑ SIMBAD, α Возничего Аа. Проверено 14 декабря 2008 г.
  16. ↑ СИМБАД, Поллукс. Проверено 14 декабря 2008 г.
  17. ↑ СИМБАД, Мира. Проверено 14 декабря 2008 г.

Каталожные номера

Ссылки ISBN поддерживают NWE за счет реферальных сборов

  • Дайнтит, Джон и Уильям Гулд (ред.). Астрономический словарь фактов в файлах, , 5-е изд. Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Facts On File, Inc. , 2006. ISBN 0816059985.
  • Хартквист, Т. В., Дж. Э. Дайсон и Д. П. Раффл. Мыльные пузыри в космосе: астрономические ветры, струи и взрывы . Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Oxford University Press, 2004. ISBN 0195130545.
  • Миттон, Жаклин. Кембриджский астрономический словарь . Кембридж, Великобритания: Издательство Кембриджского университета, 2001. ISBN 0521800455.
  • Мур, Патрик (ред.). Астрономическая энциклопедия . Нью-Йорк, штат Нью-Йорк: Oxford University Press, 2002. ISBN 0195218337.
  • Саларис, Маурицио и Санти Кассизи. Эволюция звезд и звездного населения . Чичестер, Великобритания: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 047009219X.

Внешние ссылки

Все ссылки получены 21 июня 2017 г.

  • Гигантские звезды. Информационный бюллетень Бытия.
  • Интерактивное сравнение гигантских звезд.
  • Красные гиганты. Зритель астрофизики.

Авторы

Энциклопедия Нового Света писатели и редакторы переписали и дополнили статью Википедии
в соответствии со стандартами New World Encyclopedia .