Гигантская звезда - Giant star

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

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 яркую звезду главной последовательности можно также назвать гигантом, но любую звезду главной последовательности правильно называть карликом, независимо от ее размера и яркости.

Формирование

Внутреннее строение звезды типа Солнца 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 . Поведение звезды после главной последовательности во многом зависит от ее массы.

Звезды средней массы

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 светимости, и звезда становится субгигантом . Инертное гелиевое ядро продолжает расти, и его температура увеличивается по мере того, как он аккрецирует гелий из оболочки, но в звездах до примерно 10-12  M оно не становится достаточно горячим, чтобы начать горение гелия (звезды с более высокой массой являются сверхгигантами и эволюционируют по-разному. ). Вместо этого, всего через несколько миллионов лет ядро ​​достигает предела Шенберга – Чандрасекара , быстро схлопывается и может выродиться. Это заставляет внешние слои расширяться еще больше и создает сильную конвективную зону, которая выносит тяжелые элементы на поверхность в процессе, называемом первым 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 звезда, подобная Солнцу). Ядро продолжает набирать массу, сжиматься и нагреваться, в то время как во внешних слоях наблюдается некоторая потеря массы. , § 5.9.

Если масса звезды на главной последовательности была ниже примерно 0,4  M , она никогда не достигнет центральных температур, необходимых для плавления гелия . , п. 169. Таким образом, он останется красным гигантом, синтезирующим водород, до тех пор, пока у него не закончится водород, после чего он станет гелиевым белым карликом . , 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 . , § 5.9, глава 6. Когда ядро ​​вырождено, синтез гелия начинается со взрывом , но большая часть энергии идет на снятие вырождения, и ядро ​​становится конвективным. Энергия, генерируемая при синтезе 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 горизонтальной ветви . , Глава 6.

Когда гелий в ядре истощается, 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 вызывает 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, пройдут фазу планетарной туманности и затем станут углеродно-кислородным белым карликом. , § 7.1–7.4.

Звезды большой массы

Звезды главной последовательности с массой выше примерно 12  M уже очень светятся и, покидая главную последовательность, движутся горизонтально по диаграмме HR, ненадолго 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 диапазоне 8–12  M имеют несколько промежуточные свойства и были названы звездами супер-AGB. 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 немного 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.

Маломассивные звезды

Звезда, начальная масса которой меньше примерно 0,25  M , вообще не станет звездой-гигантом. 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, чем нынешний возраст Вселенной . В течение этого времени они неуклонно становятся более горячими и яркими. 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 могут расширяться в этот момент, но никогда не станут очень большими.) Вскоре после этого запас водорода у звезды будет полностью исчерпан, и она превратится в гелиевый белый карлик . Опять же, Вселенная слишком молода, чтобы можно было наблюдать какие-либо такие звезды.

Подклассы

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

Субгиганты

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

Примеры:

Яркие гиганты

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

В пределах любого класса гигантской светимости более холодные звезды спектрального класса K, M, S и C (а иногда и некоторые звезды G-типа) называются красными гигантами. Красные гиганты включают звезды, находящиеся в нескольких различных фазах эволюции своей жизни: главная ветвь красных гигантов (RGB); красная горизонтальная ветка или красный комок ; асимптотическую ветвь гигантов (AGB), хотя AGB звезды часто достаточно большой и достаточно светящаяся , чтобы классифицироваться как сверхгигантов; а иногда и другие большие холодные звезды, такие как 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:

Желтые гиганты

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 с высокой светимостью 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 пульсирующих переменных звезд:

  • Переменные RR Лиры , пульсирующие звезды класса A (иногда F) с горизонтальной ветвью с периодами меньше суток и амплитудами меньшей величины;
  • Переменные W Девственницы , 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 включают субгиганты и звезды главной последовательности.

Желтые гиганты могут быть звездами средней массы, впервые эволюционирующими в сторону ветви красных гигантов, или 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:

  • Sigma Octantis (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

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.

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 большей 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 голубыми гигантами.

Примеры:

Рекомендации

Внешние ссылки