astro.wikisort.org - Наука

Search / Calendar

Гига́нт — тип звёзд с большим радиусом и высокой светимостью[1]. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца. Светимость таких звёзд больше, чем у звёзд главной последовательности, но меньше, чем у сверхгигантов[2][3], и в Йеркской спектральной классификации такие звёзды имеют спектральные классы II и III[4].


Терминология


Термин «звезда-гигант» ввёл датский астроном Эйнар Герцшпрунг в 1906 году, когда обнаружил, что звёзды классов K и M делятся на два класса по светимости: одни значительно ярче Солнца, а другие — значительно тусклее. Тем не менее, звёзды ранних спектральных классов отличаются гораздо слабее, а могут и вообще быть неразличимы[5], и в таких случаях используется спектральный анализ[6]. Кроме того, термины «белый карлик» и «голубой карлик» вообще не относятся к звёздам главной последовательности, поэтому может возникать путаница. Так, например, звёзды главной последовательности ранних спектральных классов могут называться «белыми гигантами»[7].


Образование и эволюция


После стадии главной последовательности, когда звезда израсходовала водород в ядре, и некоторого его сжатия, в нём начинается реакция горения гелия[4]. Внешние слои звезды сильно расширяются, и, хотя светимость увеличивается, поток через поверхность звезды уменьшается, и она остывает. Этот процесс, а также дальнейшая судьба звезды, зависит от её массы.


Звёзды малой массы


Звезды с самой маленькой массой, по разным оценкам, до 0,25-0,35 солнечных масс, никогда не станут гигантами. Такие звёзды полностью конвективны, и поэтому водород расходуется равномерно и продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходуется полностью. Модели показывают, что звезда будет постепенно разогреваться и станет голубым карликом, но гелий в ней не загорится — температура внутри её так и не станет достаточно высокой. После этого звезда превратится в белого карлика, состоящего преимущественно из гелия. Однако, наблюдательных данных, подтверждающих это, нет: срок жизни красных карликов может достигать 10 триллионов лет, в то время как возраст Вселенной — порядка 14 миллиардов лет[8][9].


Звёзды со средней массой


Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта.
Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта.

Если масса звезды превышает этот предел, то она уже не полностью конвективна, и когда звезда потребит весь водород, доступный в её ядре для термоядерных реакций, её ядро начнёт сжиматься. Водород начнёт сгорать уже не в ядре, а вокруг него, из-за чего звезда начнёт расширяться и охлаждаться, и немного увеличит светимость, став субгигантом. Гелиевое ядро будет увеличиваться и в какой-то момент его масса превысит предел Шёнберга — Чандрасекара. Оно быстро сожмётся, и, возможно, станет вырожденным. Внешние слои звезды расширятся, а также начнётся перемешивание вещества, так как конвективная зона тоже увеличится. Так звезда станет красным гигантом[10].

Если масса звезды не превышает ~0,4 массы Солнца, то гелий в ней так и не загорится, и, когда водород закончится, звезда сбросит оболочку и станет гелиевым белым карликом[11].

Если же масса звезды больше ~0,4 массы Солнца, то температура в ядре в какой-то момент достигнет 108 K, в ядре произойдет гелиевая вспышка и запустится тройной альфа-процесс[10]. Внутри звезды понизится давление, следовательно, понизится светимость, и звезда перейдёт с ветви красных гигантов на горизонтальную ветвь[12].

Постепенно в ядре заканчивается и гелий, и в то же время накапливается углерод и кислород. Если масса звезды меньше 8 солнечных, то ядро из углерода и кислорода сожмётся, станет вырожденным, и горение гелия будет происходить вокруг него. Как и в случае с вырождением гелиевого ядра, начнётся перемешивание вещества, которое повлечёт за собой увеличение размеров звезды и рост светимости. Эта стадия называется асимптотической ветвью гигантов, на которой звезда находится лишь около миллиона лет. После этого звезда станет нестабильной, потеряет оболочку и от неё останется углеродно-кислородный белый карлик, окруженный планетарной туманностью[10].


Звёзды с большой массой


У звёзд главной последовательности с большими массами (более 8 солнечных масс) после формирования углеродно-кислородного ядра начнёт сгорать углерод в термоядерных реакциях[2][10]. Кроме того, в таких звёздах стадия горения гелия начинается не в результате гелиевой вспышки, а постепенно.

В звёздах с массами от 8 до 10-12 солнечных впоследствии могут сгорать и более тяжёлые элементы, но до синтеза железа не доходит. Их эволюция, в целом, оказывается такой же, как и у менее массивных звёзд: они также проходят стадии красных гигантов, горизонтальную ветвь и асимптотическую ветвь гигантов, а затем становятся белыми карликами. Они отличаются большей светимостью, а белый карлик, который от них остаётся, состоит из кислорода, неона и магния. В редких случаях происходит взрыв сверхновой[13].

Звёзды с массой более 10-12 солнечных имеют очень большую светимость, и на этих стадиях эволюции их относят к сверхгигантам, а не к гигантам. Они последовательно синтезируют всё более тяжёлые элементы, доходя до железа. Дальнейший синтез не происходит, так как энергетически невыгоден, и в звезде образуется железное ядро. В некоторый момент ядро становится таким тяжелым, что давление больше не может поддерживать вес звезды и самого себя, и коллапсирует с выделением большого количества энергии. Это наблюдается как взрыв сверхновой, а от звезды остаётся либо нейтронная звезда, либо чёрная дыра[14][15].


Примеры


звёзды-гиганты:


Примечания


  1. Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. supergiant Архивная копия от 7 января 2018 на Wayback Machine, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line. (англ.)  (Дата обращения: 8 декабря 2008)
  3. hypergiant Архивная копия от 10 апреля 2020 на Wayback Machine, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line. (англ.)  (Дата обращения: 8 декабря 2008)
  4. 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.
  5. Twentieth Century Physics / Brown, Laurie M.; Pais, Abraham; Pippard, A. B.  (англ.). Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics, 1995. — С. 1696. — ISBN 978-0-7503-0310-1.
  6. Patrick Moore. The Amateur Astronomer. — Springer, 2006. — ISBN 978-1-85233-878-7.
  7. Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
  8. Adams, F. C.; P. Bodenheimer, G. Laughlin. M dwarfs: planet formation and long term evolution (англ.) // Astronomische Nachrichten : journal. — Wiley-VCH, 2005. Vol. 326, no. 10. P. 913—919. — doi:10.1002/asna.200510440. Bibcode: 2005AN....326..913A.
  9. Late stages of evolution for low-mass stars Архивная копия от 12 мая 2020 на Wayback Machine, Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology. (англ.)  (Дата обращения: 8 декабря 2008).
  10. Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  11. Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166—220.
  12. Giants and Post-Giants Архивировано 20 июля 2011 года., class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.
  13. Eldridge, J. J.; Tout, C. A. Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae (англ.) // Memorie della Società Astronomica Italiana : journal. — 2004. Vol. 75. P. 694. Bibcode: 2004MmSAI..75..694E. — arXiv:astro-ph/0409583.
  14. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 413. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  15. Горение C и O на поздних стадиях эволюции. Астронет. Дата обращения: 5 апреля 2020. Архивировано 29 марта 2020 года.
  16. Alcyone (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения: 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  17. Джим Калер. Alcyone (англ.). — описание звезды на сайте профессора Джима Калера. Дата обращения: 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  18. Thuban (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения: 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  19. Sigma Octantis (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения: 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  20. α Aurigae A (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения: 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  21. Pollux (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения: 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  22. Mira (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения: 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.

Ссылки



На других языках


[de] Riesenstern

Ein Riesenstern (oder einfach nur Riese) ist ein Stern mit extrem großem Durchmesser und extrem großer Leuchtkraft. Er ist das zweite Stadium der Sternentwicklung von sonnenähnlichen Sternen, in das er nach einem langlebigen Gleichgewichtszustand (Hauptreihen- oder „eigentlicher“ Zwergstern) eintritt. Im Hertzsprung-Russell-Diagramm (HRD) befinden sich die Riesensterne bei gleicher Oberflächentemperatur oberhalb der Hauptreihe.[1] In der Regel haben Riesen einen Radius zwischen 10 und 100 Sonnenradien bei einer Helligkeit, die zwischen dem 10- und 1000-fachen unserer Sonne liegt.

[es] Estrella gigante

Una estrella gigante (giant star en inglés) es una estrella con un radio y una luminosidad sustancialmente mayores que una estrella de la secuencia principal con la misma temperatura superficial.[1] Típicamente, su radio está entre 10 y 100 veces el radio solar y su luminosidad está entre 10 y 1000 veces la del Sol. Aquellas estrellas más luminosas que las estrellas gigantes se llaman supergigantes e hipergigantes.[2][3] Debido a su gran tamaño y luminosidad, las estrellas gigantes se sitúan por encima de la secuencia principal (clase V en la clasificación por luminosidad de Yerkes) en el diagrama de Hertzsprung-Russell, correspondiendo a las clases de luminosidad II y III.[4]
- [ru] Звезда-гигант



Текст в блоке "Читать" взят с сайта "Википедия" и доступен по лицензии Creative Commons Attribution-ShareAlike; в отдельных случаях могут действовать дополнительные условия.

Другой контент может иметь иную лицензию. Перед использованием материалов сайта WikiSort.org внимательно изучите правила лицензирования конкретных элементов наполнения сайта.

2019-2025
WikiSort.org - проект по пересортировке и дополнению контента Википедии