Звезда-гигант

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Текущая версия страницы пока не проверялась опытными участниками и может значительно отличаться от версии, проверенной 2 января 2023 года; проверки требует 1 правка.
Перейти к навигации Перейти к поиску
У этого термина существуют и другие значения, см. Гигант.

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

[править | править код]

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

[править | править код]

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

[править | править код]

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

[править | править код]
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

[править | править код]
Основная статья: Сверхгигант

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

[править | править код]

звёзды-гиганты:

  • Тубан (α Дракона), белый гигант класса A0III[18].
  • Капелла Aa, оранжевый гигант класса K0IIIe, один из компонентов системы Капеллы (α Возничего)[20].
  • Поллукс (β Близнецов), оранжевый гигант класса K0III[21].
  • Мира (ο Кита), красный гигант класса M[22].
  • Хамаль (α Овна), оранжевый гигант класса K2III.

Примечания

[править | править код]
  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 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. ↑ 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.
  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. Архивировано 29 октября 2021 года.
  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. ↑ 1 2 3 4 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

[править | править код]
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Звезда-гигант&oldid=134994333