Гигантская звезда

Гигантская звезда имеет значительно больший радиус и яркость, чем звезда основной последовательности (или карликовой ) той же температуры поверхности . ^{[ 1 ]} Они лежат выше основной последовательности (класс V Luminosity Class V в спектральной классификации Yerkes ) на диаграмме Hertzsprung -Russell и соответствуют классам светимости II и III . ^{[ 2 ]} Термины гиганта и карлика были придуманы для звезд совершенно другой светимости, несмотря на сходную температуру или спектральный тип (а именно k и m) Эйнара Герцспронга в 1905 году. ^{[ 3 ]} или 1906. ^{[ 4 ]}

Гигантские звезды имеют радиусы до нескольких сотен раз больше солнца и светимости от 10 до нескольких тысяч раз больше, чем солнце . Звезды, все еще более яркие, чем гиганты, называются супергигантами и гипергиантами .

Горячая, светящаяся звезда основной последовательности также может назвать гигантской, но любая звезда основной последовательности правильно называется карликом, независимо от того, насколько она большой и светящейся. ^{[ 5 ]}

Формация

Звезда становится гигантским после того, как весь водород, доступный для слияния в его ядре, был истощен и, в результате, оставляет основную последовательность . ^{[ 2 ]} Поведение звезды пост-маниа-последовательности в значительной степени зависит от его массы.

Звезды средней массы

Для звезды с массой выше около 0,25 солнечных масс ( M _☉ ), как только ядро истощается из водорода, он сжимается и нагревается, так что водород начинает сливаться в оболочке вокруг ядра. Часть звезды за пределами раковины расширяется и охлаждается, но с небольшим увеличением светимости, и звезда становится подгряной . Инертное гелиевое ядро продолжает расти и повышать температуру, когда он накапливает гелий от раковины, но в звездах примерно до 10-12 м _☉ он не становится достаточно горячим, чтобы начать сжигание гелия (звезды с более высокой массой являются супергигантами и развиваются по-разному ) Вместо этого, через несколько миллионов лет ядро достигает предела Шонберга -Чандрасекхара , быстро рухнет и может стать вырожденным. Это заставляет внешние слои расширяться еще дальше и генерирует сильную конвективную зону, которая приносит тяжелые элементы на поверхность в процессе, называемом первым ударом . Эта сильная конвекция также увеличивает перенос энергии на поверхность, светимость резко возрастает, и звезда движется на Красная гигантская ветвь , где она станет стабильно сжигать водород в раковине для значительной доли всей своей жизни (примерно 10% для солнечной звезды). Ядро продолжает получать массу, сокращение и повышение температуры, тогда как во внешних слоях наблюдается некоторая потеря массы. ^{[ 6 ]}^{, § 5.9.}

Если масса звезды, когда она находится на основной последовательности, была ниже приблизительно 0,4 м _☉ , она никогда не достигнет центральных температур, необходимых для объединения гелия . ^{[ 7 ]}^{, с. 169} Следовательно, он останется красным гигантом для водорода, пока не закончится водород, после чего он станет гелиевым белым карликом . ^{[ 6 ]}^{, § 4.1, 6.1.} Согласно теории звездной эволюции, ни одна звезда такой низкой массы не могла развиваться до этой стадии в возрасте Вселенной.

У звезд выше около 0,4 м _☉ температура ядра в конечном итоге достигает 10 ⁸ К и гелий начнут сливаться с углеродом и кислородом в ядре в результате процесса тройного альфа . ^{[ 6 ]}^{, § 5.9, глава 6.} Когда ядро является вырожденным слиянием гелия, начинается взрывоопасно , но большая часть энергии уходит в поднятие вырождения, а ядро становится конвективным. Энергия, генерируемая слиянием гелия, снижает давление в окружающей водородной оболочке, что снижает скорость его генерации энергии. Общая светимость звезды уменьшается, его внешняя оболочка снова сокращается, и звезда перемещается от красной ветви к горизонтальной ветви . ^{[ 6 ]}^{[ 8 ]}^{, глава 6.}

Когда основной гелий исчерпан, звезда с примерно 8 м _☉ имеет углерод -кислородное ядро, которое становится вырожденным и начинает сжигать гелий в оболочке. Как и в случае с более ранним коллапсом гелиевого ядра, это начинает конвекцию во внешних слоях, вызывает второй удар и вызывает резкое увеличение размера и светимости. Это асимптотическая гигантская ветвь (AGB), аналогичная красно-гигантской ветви, но более яркая, с водородной оболочкой, способствующей большей части энергии. Звезды остаются на AGB только в течение примерно миллиона лет, становясь все более нестабильными, пока они не исчерпают свое топливо, пройдут фазу туманности планеты, а затем становятся белым карликом из углерода -кислорода. ^{[ 6 ]}^{, § 7.1–7.4.}

Звезды с высокой массой

Звезды основной последовательности с массами выше 12 м _☉ уже очень яркие, и они движутся горизонтально через диаграмму HR, когда они покидают основную последовательность, кратко становясь голубыми гигантами, прежде чем они расширяются в синие супергианты. Они начинают сжигание ядра до того, как ядро становится вырожденным и плавно развивается в красные супергианты без сильного увеличения светимости. На этом этапе у них есть сопоставимые светимости с яркими звездами AGB, хотя у них гораздо более высокие массы, но еще больше увеличивают светимость, поскольку они сжигают более тяжелые элементы и в конечном итоге станут сверхновой.

8 ~ M _{Звезды в диапазоне} 12 ^{[ 9 ]} Они в значительной степени следуют за следами более легких звезд через фазы RGB, HB и AGB, но достаточно массивны, чтобы инициировать сжигание углерода в основном углероде и даже некоторое неоновое сжигание. Они образуют ядра кислорода-магний-н-н-н-н-н-экскурсии, которые могут рухнуть в сверхновой электронов, или они могут оставить белый карлик с кислородом и неонеоном.

O Класс Основные звезды последовательности уже очень светятся. Гигантская фаза для таких звезд представляет собой краткую фазу слегка увеличенного размера и светимости перед разработкой супергиантного спектрального класса светимости. Гиганты типа O могут быть более чем в ста тысячи раз большее, чем солнце, ярче, чем многие супергианты. Классификация сложна и сложна с небольшими различиями между классами светимости и непрерывным диапазоном промежуточных форм. Наиболее массивные звезды развивают гигантские или супергиантные спектральные особенности, в то же время сжигая водород в своих ядрах, из -за смешивания тяжелых элементов с поверхностью и высокой светимости, которая производит мощный звездный ветер и приводит к расширению атмосферы звезды.

Звезды с низкой массой

Звезда, чья начальная масса составляет менее приблизительно 0,25 м _☉, вообще не станет гигантской звездой. В течение большей части своей жизни такие звезды тщательно смешаны с конвекцией , и поэтому они могут продолжать слияние водорода на некоторое время превышающим 10 лет. ¹² Годы, намного дольше, чем нынешний возраст вселенной . Они постоянно становятся жаркими и более светящимися в течение этого времени. В конце концов у них развивается радиационное ядро, впоследствии исчерпывающее водород в ядре и сжигает водород в оболочке, окружающей ядро. (Звезды с массой, превышающей 0,16 м _☉, могут расширяться на данный момент, но никогда не станут очень большими.) Вскоре после этого поставка звезды водорода будет полностью истощена, и ожидается, что он станет гелиевым белым карлом , ^{[ 10 ]} Хотя вселенная слишком молода для любой такой звезды, чтобы существовать, так что ни одна звезда с этой историей никогда не наблюдалась.

Подклассы

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

Субгианты

Субгианты представляют собой совершенно отдельный спектроскопический класс светимости (IV) от гигантов, но имеют много особенностей с ними. Хотя некоторые субгианты являются просто чрезмерно свежими звездами основной последовательности из-за химических изменений или возраста, другие являются отчетливым эволюционным путем для истинных гигантов.

Примеры:

Гамма Близнецы (γ-драгоценный камень), степень A-типа;
Eta Boosis (η boo), подгигант G-типа.
Delta Scorpied (Δ SCO), метро B-тип.

Яркие гиганты

Яркие гиганты - это звезды Luminosity Class II в спектральной классификации Yerkes . Это звезды, которые пробивают границу между обычными гигантами и супергигантами , основанными на появлении их спектра. ^{[ 11 ]} Яркий гигантский класс светимости был впервые определен в 1943 году. ^{[ 12 ]}

Хорошо известные звезды, которые классифицируются как яркие гиганты, включают:

Красные Гиганты

В любом гигантском классе Luminosity, более прохладные звезды спектрального класса K, M, S и C (а иногда и некоторые звезды G-типа ^{[ 13 ]}) называются красными гигантами. Красные гиганты включают звезды в ряде различных эволюционных этапов своей жизни: главная красная гигантская ветвь (RGB); Красная горизонтальная ветвь или красный комки ; асимптотическая гигантская ветвь (AGB), хотя звезды AGB часто достаточно большие и достаточно светящиеся, чтобы быть классифицированными как супергианты; И иногда другие большие крутые звезды, такие как немедленные звезды после агба . Звезды RGB, безусловно, являются наиболее распространенным типом гигантской звезды из -за их умеренной массы, относительно длинной стабильной жизни и светимости. Они являются наиболее очевидной группировкой звезд после основной последовательности на большинстве диаграмм HR, хотя белые карлики более многочисленны, но гораздо менее светящиеся.

Примеры:

Поллукс , гигант K-типа.
Эпсилон Офючи , красный гигант G-типа. ^{[ 13 ]}
Arcturus (α Boötis), гигант K-типа.
R Doradus , гигант M-типа.
Vira (ο это), переменная прототипа Mira.
Альдебаран , гигант K-типа

Желтые гиганты

Гигантские звезды с промежуточными температурами (спектральный класс G, F и, по крайней мере, а) называются желтыми гигантами. Они гораздо менее многочисленны, чем красные гиганты, отчасти потому, что они образуются только от звезд с несколько более высокими массами, а отчасти потому, что они проводят меньше времени на той фазе своей жизни. Тем не менее, они включают в себя ряд важных классов переменных звезд. Желтые звезды с высоким содержанием люмины, как правило, нестабильны, что приводит к полосе нестабильности на диаграмме HR, где большинство звезд являются пульсирующими переменными. Полоса нестабильности достигает основной последовательности до гипергиантской светимости, но при светимости гигантов есть несколько классов пульсирующих переменных звезд:

Переменные RR Lyrae , пульсирующие горизонтальные ветвь класса A (иногда F) звезды с периодами менее дня и амплитудами величины меньше;
W virginis переменные , более свежие пульсирующие переменные, также известные как цефеиды типа II, с периодами 10–20 дней;
Переменные типа I Cepheid , более светящиеся и в основном супергиганты, с еще более длительными периодами;
Delta Scuti переменные , включают в себя субгиантные и основные звезды.

Желтые гиганты могут быть звезды умеренной массы, впервые развивающиеся в сторону красной ветви, или они могут быть более развитыми звездами на горизонтальной ветке. Эволюция к красной гигантской ветке впервые очень быстрая, тогда как звезды могут тратить гораздо дольше на горизонтальной ветви. Звезды горизонтальной маршруты, с более тяжелыми элементами и нижней массой, более нестабильны.

Примеры:

Sigma octantis (σ octantis), гигант F-типа и переменная Delta Scuti;
Capella AA (α-драйверы AA), гигант G-типа.
Beta Corvi (β Corvi), яркий гигант G-типа.

Синие (а иногда и белые) гиганты

Самые горячие гиганты спектральных классов O, B, а иногда и раннего A называются голубыми гигантами . Иногда звезды A- и позднего B-типа могут упоминаться как белые гиганты. ^{[ почему? ]}

Голубые гиганты-это очень гетерогенная группировка, начиная от звезд с высокой мощностью с высоким содержанием, просто оставляя основную последовательность до горизонтальных звезд горизонтальной ветви . Звезды высшей массы покидают основную последовательность, чтобы стать голубыми гигантами, затем ярко-голубыми гигантами, а затем и синими супергигантами, прежде чем расширяться в красные супергиганты, хотя на самых высоких массах гигантская сцена настолько короткая и узкая, что ее вряд ли можно отличить Синий супергигант.

Звезды сжигания в нижней массе, сжигающие ядро, развиваются из красных гигантов вдоль горизонтальной ветви, а затем снова обратно в асимптотическую гигантскую ветвь , и в зависимости от массы и металличности они могут стать голубыми гигантами. Считается, что некоторые звезды после агба, испытывающие поздний тепловой импульс, могут стать особыми ^{[ нужно разъяснения ]} Голубые гиганты.

Примеры:

Мейсса (λ Orion of A) или гигант O-типа.
Alcyone (η tauri), гигант B-типа, самая яркая звезда в Плеядах ;
Thuban (α drazis) и гигант типа.

Смотрите также

Список ближайших гигантских звезд

Ссылки

^ Патрик Мур, изд. (2002). "Гигантская звезда". Астрономия энциклопедия . Нью -Йорк: издательство Оксфордского университета. ISBN 0-19-521833-7 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Джон Дайнт и Уильям Гулд, изд. (2006). Гигант (5 -е изд.). Нью -Йорк: Факты на файле, Inc. ISBN 0-8160-5998-5 .
^ Рассел, Генри Норрис (1914). «Отношения между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . 22 : 275–294. Bibcode : 1914pa ..... 22..275r .
^ Браун, Лори М.; Паис, Авраам ; Пиппард, А.Б. , ред. (1995). Физика двадцатого века . Бристоль , Великобритания; Нью -Йорк, Нью -Йорк: Институт физики , Американский институт физики . п. 1696. ISBN 0-7503-0310-7 Полем OCLC 33102501 .
^ Жаклин Миттон , изд. (2001). Гигантская звезда . Кембридж: издательство Кембриджского университета. ISBN 0-521-80045-5 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и Маурицио Саларис и Санти Кассиси (2005). Эволюция звезд и звездных популяций . Чичестер, Великобритания: John Wiley & Sons, Ltd. ISBN 0-470-09219-X .
^ Итак, Кеплер и Па Брэдли (1995). «Структура и эволюция белых карликов» . Балтийская астрономия . 4 (2): 166–220. Bibcode : 1995balta ... 4..166k . doi : 10.1515/Astro-1995-0213 .
^ Робин Сиардулло. «Гиганты и постгиганты» (PDF) (примечания к классу). Астрономия 534, Университет штата Пенсильвания . Архивировано из оригинала (PDF) 2011-07-20.
^ Элдридж, JJ; Tout, CA (2004). «Изучение подразделений и совпадения между AGB и Super-AGB Stars и SuperNovae». Memorie Della Società Astronomica Italiana . 75 : 694. Arxiv : Astro-ph/0409583 . Bibcode : 2004mmsai..75..694e .
^ Лафлин, Грегори; Боденгеймер, Петр; Адамс, Фред С. (10 июня 1997 г.). «Конец основной последовательности» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997Apj ... 482..420L . doi : 10.1086/304125 .
^ Абт, Хельмут А. (1957). «Линия расширяется в звездах с высокой мощностью. I. Яркие гиганты» . Астрофизический журнал . 126 : 503. Bibcode : 1957apj ... 126..503a . doi : 10.1086/146423 .
^ Стивен Дж. Дик (2019). Классификация космоса: как мы можем понять небесный ландшафт . Спрингер. п. 176. ISBN 9783030103804 .
^ Jump up to: ^а ^{беременный} Mazumdar, A.; и др. (Август 2009 г.), «Астеросезиизмология и интерферометрия красной гигантской звезды ɛ Ophiuchi», 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

Интерактивное сравнение гигантских звезд.

[oxford-1] Патрик Мур, изд. (2002). "Гигантская звезда". Астрономия энциклопедия . Нью -Йорк: издательство Оксфордского университета. ISBN 0-19-521833-7 .

[fof-2] Jump up to: ^а ^{беременный} Джон Дайнт и Уильям Гулд, изд. (2006). Гигант (5 -е изд.). Нью -Йорк: Факты на файле, Inc. ISBN 0-8160-5998-5 .

[HRN-3] Рассел, Генри Норрис (1914). «Отношения между спектрами и другими характеристиками звезд». Популярная астрономия . 22 : 275–294. Bibcode : 1914pa ..... 22..275r .

[Brown-Pais-Pippard-1995-4] Браун, Лори М.; Паис, Авраам ; Пиппард, А.Б. , ред. (1995). Физика двадцатого века . Бристоль , Великобритания; Нью -Йорк, Нью -Йорк: Институт физики , Американский институт физики . п. 1696. ISBN 0-7503-0310-7 Полем OCLC 33102501 .

[cambridge-5] Жаклин Миттон , изд. (2001). Гигантская звезда . Кембридж: издательство Кембриджского университета. ISBN 0-521-80045-5 .

[evo-6] Jump up to: ^а ^{беременный} ^в ^{дюймовый} ^и Маурицио Саларис и Санти Кассиси (2005). Эволюция звезд и звездных популяций . Чичестер, Великобритания: John Wiley & Sons, Ltd. ISBN 0-470-09219-X .

[7] Итак, Кеплер и Па Брэдли (1995). «Структура и эволюция белых карликов» . Балтийская астрономия . 4 (2): 166–220. Bibcode : 1995balta ... 4..166k . doi : 10.1515/Astro-1995-0213 .

[psu-8] Робин Сиардулло. «Гиганты и постгиганты» (PDF) (примечания к классу). Астрономия 534, Университет штата Пенсильвания . Архивировано из оригинала (PDF) 2011-07-20.

[super-9] Элдридж, JJ; Tout, CA (2004). «Изучение подразделений и совпадения между AGB и Super-AGB Stars и SuperNovae». Memorie Della Società Astronomica Italiana . 75 : 694. Arxiv : Astro-ph/0409583 . Bibcode : 2004mmsai..75..694e .

[endms-10] Лафлин, Грегори; Боденгеймер, Петр; Адамс, Фред С. (10 июня 1997 г.). «Конец основной последовательности» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997Apj ... 482..420L . doi : 10.1086/304125 .

[abt-11] Абт, Хельмут А. (1957). «Линия расширяется в звездах с высокой мощностью. I. Яркие гиганты» . Астрофизический журнал . 126 : 503. Bibcode : 1957apj ... 126..503a . doi : 10.1086/146423 .

[dick-12] Стивен Дж. Дик (2019). Классификация космоса: как мы можем понять небесный ландшафт . Спрингер. п. 176. ISBN 9783030103804 .

[aaa503_2_521-13] Jump up to: ^а ^{беременный} Mazumdar, A.; и др. (Август 2009 г.), «Астеросезиизмология и интерферометрия красной гигантской звезды ɛ Ophiuchi», Астрономия и астрофизика , 503 (2): 521–531, arxiv : 0906.3386 , Bibcode : 2009a & A ... 503..521m , DOI : 10.1051// 0004-6361/200912351 , s2cid 15699426

[ 1 ]

[ 2 ]

[ 3 ]

[ 4 ]

[ 5 ]

[ 6 ]

[ 7 ]

[ 8 ]

[ 9 ]

[ 10 ]

[ 11 ]

[ 12 ]

[ 13 ]

Базы данных управления авторитетом
National	Germany United States France BnF data Japan Czech Republic Israel
Other	IdRef