Тип звезды солнца гигант

Звезды гиганты и сверхгиганты, их открытие и эволюция

Одним из интереснейших видов небесных тел, по праву, являются звезды гиганты и сверхгиганты. Поэтому давайте вместе разберёмся, что они собой представляют.
На самом деле, звезда гигант — это светило, которое имеет большой радиус и сильную светимость. Кстати, суммарная энергия излучения подобных объектов может быть 10-1000 солнечной. Также они имеют размер 10-100 радиусов Солнца.

Размер красного гиганта относительно Солнца

В действительности, некоторые названия светил ввёл астроном Эйнар Герцшпрунг при изучении их светимости. Между прочим, итогом его деятельности, наряду с Генри Расселом, стала диаграмма Герцшпрунга-Рассела. Которая, безусловно, имеет важное значение в теории звёздной эволюции.
К примеру, происхождение имени «звезды-гиганты» связано именно с этим астрономом. Ведь именно он, таким образом, отдельно выделил подобный гигантский тип светил в 1906 году.

Герцшпрунг и Рассел

Прежде всего, звезды гиганты имеют светимость выше главной последовательности, а сверхгигант по этому показателю преобладает над ними.
Потому как максимальное излучение находится на красной и инфракрасной спектральной области, их называют красными.

Как появляются звезды гиганты и сверхгиганты

Как известно, находясь на главной последовательности светило производит энергию благодаря реакциям, происходящим внутри ядра. То есть оно расходует водород. За счёт чего синтезируется гелий. Но он не участвует в термоядерных процессах.
А вот после того, как водородный запас иссякает, ядро сжимается и в ход идёт гелий. При его сгорании внешние слои, наоборот, расширяются. Следовательно, увеличивается температура и площадь излучаемой поверхности. В результате светимость повышается. Однако высвобождение энергии становится меньше, и поверхность уменьшается. Как следствие, она охлаждается. Правда, дальнейшую судьбу решает масса звёздного тела.

UY Щита (Красный гипергигант)

Эволюция светил малой массы

Например, если массивность меньше 0,35 массы нашего Солнца, то эволюционировать в гигантское светило не сможет. Скорее всего, его ждёт стадия голубого, а затем белого карлика.
При условии, что звезда имеет среднюю массу, а весь водород сгорит, ядро сожмётся. После этого начнётся горение водорода возле ядра. Что позволит внешним слоям расшириться и остыть. Причем светимость несколько увеличится.
Собственно говоря, объект, прошедший стадию главной последовательности, в котором ещё не горит гелий, относится к классу звезды субгиганты.
Возможно, что у светила масса гелиевого ядра увеличится до предела Чандрассекара. В таком случае, оно резко уплотнится и уменьшится. Либо ядро выродится, либо расширятся внешние слои. При последнем сценарии также возрастёт пространство конвективной зоны, а вещество перемешается. В итоге, тело станет красным гигантом.

Звезда Пистолет (Синий гипергигант)

Светила средней массы

Разумеется, массивность играет важную роль в развитии небесных тел, в том числе и звёзд. К примеру, учёные выявили как продолжают свою жизнь объекты с различными значениями по этой характеристике.

С массой не более 0,4 солнечной, горение гелия не начинается. Тогда по окончании водорода внешняя оболочка сбрасывается. И образуется белый гелиевый карлик.
При массе больше 0,4 нашего Солнца в ядре вспыхивает гелий. В то же время внутреннее давление падает, светимость снижается и светило переходит на, так называемую, горизонтальную ветвь эволюции.
Когда масса несколько меньше 8 солнечных масс, а в ядре гелиевые ресурсы прекращаются, повышается углеродно-кислородное содержание. Далее ядро сжимается и вокруг запускается горение гелия. Причем перемешивание вещества приводит к росту размера и светимости. На этой стадии звёздный объект находится на асимптотической ветви с инертным центром. После чего он, спустя примерно миллион лет становится нестабильным, и формируется в углеродно-кислородный белый карлик.

Таким образом получается, что звезда прошедшая стадию красного гиганта называется белым карликом.

Большая масса

Что важно, при значениях больше 8 солнечных масс вслед за образованием углеродно-кислородного ядра в термоядерных реакциях начинает принимать участие и углерод. Между прочим, гелиевое сгорание запускается не вспышкой, а постепенно.
По данным учёных, в светилах с массивностью от 8 до 12 Солнца в дальнейшем возможно горение других, более тяжёлых элементов. Правда, в них железо ещё не горит.
Они проходят этапы эволюции по аналогии с представителями средних значений. Однако их светимость выше, а уцелевший белый карлик имеет другой состав. Если говорить точнее, он богат на кислород, магний и неон. В некоторых случаях может произойти взрыв сверхновой, но это очень редкое явление.

Арктур (Оранжевый гигант)

А вот при массе более 12 солнечных отмечается ещё более высокая светимость. Тогда их уже относят к сверхгигантам. В них синтез протекает с участием всё более тяжёлых элементов, вплоть до железа. Из-за чего образуется железное ядро, которое в последствии коллапсирует, то есть взрывается как сверхновая. В результате формируется нейтронная звезда или чёрная дыра.

Предел Шёнберга-Чандрасекара — максимальное значение ядерной массы, при котором в нём не происходят никакие ядерные реакции. Тогда оно не сможет поддерживать внешнюю оболочку.

Звезды гиганты, их названия и примеры

По данным астрономов, к гигантскому виду относят Арктур, Антарес, Поллукс и другие. Стоит отметить, что популярная звезда Альдебаран является сверхгигантом.
Например, гигантский красный представитель класса находится в созвездии Кита — это известная Мира. Или Тубан в созвездии Дракона, относящийся к белым светилам.
Конечно же, это не всё. На самом деле, их очень много и перечислять подряд, наверное, не имеет смысла.

Звезда Мира

Итак, мы узнали что собой представляют не только гигантские звезды, но и сверхгиганты.
Безусловно, каждая яркая звезда это не просто красивая оболочка. Характеристика любой из них очень любопытная, а также раскрывает совокупность свойств, жизненный путь. Более того, исследование отдельно взятого космического объекта или их групп играет важное значение для понимания того, как устроен наш мир.
За ней интересно наблюдать и изучать её особенности. Как много еще всего во Вселенной непостижимого и прекрасного!

Источник

Звёзды карлики, гиганты и сверхгиганты

За исключением Луны и всех планет любой кажущийся неподвижным на небе объект является звездой — термоядерным источником энергии, и типы звёзд варьируют от карликов до сверхгигантов.

Наше Солнце — звезда, но оно кажется таким ярким и большим из-за близости к нам. Большинство звёзд выглядят светящимися точками даже в мощные телескопы и, тем не менее, нам о них кое-что известно. Так, мы знаем, что они бывают разных размеров и, по крайней мере, половина из них состоит из двух и более звёзд, связанных силой гравитации.

Что такое звезда?

Звёзды — это огромные газовые шары из водорода и гелия со следами других химических элементов. Гравитация притягивает вещество внутрь, а давление раскалённого газа выталкивает его наружу, устанавливая равновесие. Источник энергии звезды находится в её ядре, где ежесекундно миллионы тонн водорода сливаются, образуя гелий. И хотя в недрах Солнца этот процесс идёт непрерывно на протяжении почти 5 млрд. лет, израсходована лишь очень малая часть всех запасов водорода.

Типы звёзд

Звезды главной последовательности. В начале XX в. голландец Эйнар Герцшпрунг и Генри Норрис Ресселл из США построили диаграмму Герцшпрунга — Ресселла (ГР), по осям которой отложена светимость звезды в зависимости от температуры на ее поверхности, что позволяет определить расстояние до звезд.

Большинство звёзд, включая Солнце, попадают в полосу, пересекающую диаграмму ГР по диагонали и именуемую главной последовательностью. Эти звезды часто называются карликами, хотя некоторые из них в 20 раз превосходят по размеру Солнце и светят в 20 тыс. раз ярче.

Красные карлики

В холодном, тусклом конце главной последовательности находятся красные карлики — наиболее распространённый вид звёзд. Будучи размером меньше, чем Солнце, они экономно тратят свои запасы топлива, чтобы продлить время собственного существования на десятки миллиардов лет. Если можно было бы видеть все красные карлики, небо было бы буквально усеяно ими. Однако красные карлики светят так слабо, что мы в состоянии наблюдать лишь ближайшие к нам, такие, как Проксима Центавра.

Белые карлики

Ещё меньшими по размеру, чем красные карлики, являются белые карлики. Обычно их диаметр примерно равен земному, но масса может равняться массе Солнца. Объем вещества белого карлика, равный объёму этой книги, имел бы массу около 10 тыс. тонн! Их положение на диаграмме ГР показывает, что они сильно отличаются от красных карликов. Их ядерный источник истощился.

Красные гиганты

После звёзд главной последовательности наиболее распространёнными являются красные гиганты. Они имеют примерно такую же температуру поверхности, как и красные карлики, но они намного ярче и больше, поэтому расположены над главной последовательностью на диаграмме ГР. Масса этих гигантов обычно примерно равна солнечной, однако, если бы один из них занял место нашего светила, внутренние планеты Солнечной системы оказались бы в его атмосфере.

Сверхгиганты

В верхней части диаграммы ГР располагаются редкие сверхгиганты. Бетельгейзе в плече Ориона имеет в поперечнике почти 1 млрд. км. Другой яркий объект Ориона — Ригель, одна из самых ярких звёзд, которая видна невооружённым глазом. Он почти в десять раз меньше Бетельгейзе и при этом почти в 100 раз превосходит размеры Солнца.

Источник

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

СОДЕРЖАНИЕ

Формирование

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 10-12 M _-12 оно не становится достаточно горячим, чтобы начать горение гелия (звезды с большей 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, тогда 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 в результате тройного альфа-процесса . , § 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 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 . , Глава 6.

Когда сердечник гелий исчерпан, звезда с примерно до 8 М _☉ имеет сердцевину углерод-кислород , который становится вырожденным 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, захватывающей электрон, 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 смешения тяжелых элементов на поверхности 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.

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.

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.

Поллукс
Эпсилон Змееносец , красный гигант G-типа.
Арктур (α Bootes), гигант K-типа.
Gamma Comae Berenices (γ Comae Berenices), гигант K-типа.
Мира (ο Кита), гигант М-типа и прототип переменной Миры.
Альдебаран , гигант типа К

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 горизонтальными ветвями с периодами меньше суток и амплитудами меньшей величины;
Переменные W Девы , 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.

Сигма Октантис (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.

Альциона (η Тельца), гигант B-типа, самая яркая звезда в Плеядах ;
Тубан (α Draconis), гигант типа A.

Источник