Войти
Диаграмма Герцшпрунга – Рассела Спектральный тип Коричневые карлики Белые карлики Красные карлики Субкарлики Основная последовательность. («карлики») Субгиганты Гиганты Яркие гиганты Сверхгиганты Гипергиганты абсолютная. величина -. tude. (MV) A гигантская звезда - это звезда с существенно большим радиусом и светимостью, чем звезда главной последовательности (или карликовая) с такой же температурой поверхности. Они лежат выше главной последовательности (класс светимости V в спектральной классификации Йеркса ) на диаграмме Герцшпрунга – Рассела и соответствуют классам светимости II и III . Термины гигант и карлик были введены для звезд совершенно разной светимости, несмотря на одинаковую температуру или спектральный класс, Эйнаром Герцшпрунгом около 1905 года.
Гигантские звезды имеют радиус до в несколько сотен раз больше Солнца и светимости от 10 до нескольких тысяч раз больше, чем Солнца. Звезды, которые еще ярче, чем гиганты, называются сверхгигантами и гипергигантами.
Горячую светящуюся звезду главной последовательности также можно назвать гигантом, но любая звезда главной последовательности является собственно называется карликом, независимо от его размера и яркости.
Внутреннее строение солнечной звезды и красного гиганта. Изображение ESO. Звезда становится гигантом после того, как весь водород, доступный для синтеза в ее ядре, истощен и, в результате, покидает главная последовательность. Поведение звезды после главной последовательности во многом зависит от ее массы.
Для звезды с массой выше примерно 0,25 массы Солнца (M☉ ), как только ядро обеднено водородом, оно сжимается и нагревается так, что водород начинает плавиться в оболочке вокруг ядра. Часть звезды за пределами оболочки расширяется и остывает, но лишь с небольшим увеличением светимости, и звезда становится субгигантом. Инертное ядро гелия продолжает расти, и его температура увеличивается по мере того, как он выделяет гелий из оболочки, но у звезд примерно до 10-12 M☉оно не становится достаточно горячим, чтобы начать горение гелия (выше- звезды с массой - сверхгиганты и эволюционируют по-разному). Вместо этого, всего через несколько миллионов лет ядро достигает предела Шёнберга-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 на протяжении значительной части своего времени. жизнь (примерно 10% для звезды типа Солнца). Ядро продолжает набирать массу, сжиматься и повышаться в температуре, тогда как во внешних слоях наблюдается некоторая потеря массы.
Если масса звезды на главной последовательности была ниже примерно 0,4 M☉, он никогда не достигнет центральной температуры, необходимой для плавления гелия. Таким образом, он останется красным гигантом, синтезирующим водород, до тех пор, пока у него не закончится водород, после чего он станет гелиевым белым карликом. Согласно теории звездной эволюции, ни одна звезда такой малой массы не могла развиться до этой стадии в эпоху Вселенной.
У звезд выше примерно 0,4 M☉температура ядра в конечном итоге достигает 10 K, и гелий начинает сливаться с углеродом и кислородом в ядре за тройной альфа-процесс. Когда ядро вырождено, синтез гелия начинается со взрывом, но большая часть энергии идет на снятие вырождения, и ядро становится конвективным. Энергия, генерируемая синтезом 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 .
. Когда гелий в ядре исчерпывается, звезда с примерно 8 M☉имеет углеродно-кислородное ядро, которое вырождается и начинает гореть гелий в оболочке. Как и в случае более раннего коллапса гелиевого ядра, это запускает 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, дающей большую часть энергии. Звезды остаются на AGB всего около миллиона лет, становясь все более нестабильными, пока не исчерпают свое топливо, пройдут фазу планетарной туманности и затем станут углеродно-кислородным белым карликом.
Звезды главной последовательности с массой выше примерно 12 M☉уже очень светятся и, покидая главную последовательность, движутся горизонтально по диаграмме ЧСС, ненадолго становясь голубыми гигантами, а затем расширяются 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 этом этапе 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 слегка 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.
Звезда, начальная масса которой меньше примерно 0,25 M☉, вообще не станет звездой-гигантом. На протяжении большей части своей жизни внутренние части таких звезд тщательно перемешиваются конвекцией, и поэтому они могут продолжать синтез водорода в течение более чем 10 лет, что намного больше, чем нынешний возраст Вселенной. Все это время они постепенно становятся горячее и ярче. В конце концов они действительно развивают излучающее 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 гелий белый карлик. Опять же, Вселенная слишком молода, чтобы наблюдать такие звезды.
Существует широкий спектр звезд класса гигантов, и несколько подразделений обычно используются для определения меньших групп звезд.
Субгиганты - это совершенно отдельный класс спектроскопической светимости (IV) от гигантов, но у них 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:
Другой класс светимости - это яркие гиганты (класс II), которые отличаются от обычных гигантов (класс III) просто тем, что они немного больше и ярче. У них есть светимости между нормальными гигантами и сверхгигантами, около -3 абсолютной величины.
Примеры:
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 на нескольких различных этапах эволюции своей жизни: главная ветвь красных гигантов (RGB); красная горизонтальная ветвь или красный комок ; асимптотическая ветвь гигантов (AGB), хотя звезды AGB часто бывают достаточно большими и достаточно яркими, чтобы их можно было классифицировать как сверхгиганты; а иногда и другие крупные холодные звезды, например, 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:
Звезды-гиганты 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 на этом этапе своей жизни. Однако они включают ряд важных классов переменных звезд. Желтые звезды высокой светимости 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 светимости гигантов существует несколько классов переменных звезд:
Желтые гиганты могут быть звездами средней массы, эволюционирующими впервые к 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:
Самые горячие гиганты спектральных классов O, B, а иногда и раннего A называются голубыми гигантами. Иногда звезды типа A и позднего B можно назвать белыми гигантами.
Голубые гиганты представляют собой очень разнородную группу, начиная от звезд большой массы и высокой светимости, просто покидающих главную последовательность, до низких -масса, звезды горизонтальной ветви. Звезды с большей массой покидают главную последовательность, чтобы стать голубыми гигантами, затем яркими голубыми 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.
Меньшие по массе звезды с гелиевым ядром эволюционируют из красных гигантов вдоль горизонтальной ветви, а затем снова 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:
