Velikanska zvezda

Iz Wikipedije, proste enciklopedije
Pojdi na navigacijo Pojdi v iskanje

Velikan je vrsta zvezde z velikim polmerom in visoko svetilnostjo [1] . Običajno imajo velikanske zvezde polmere od 10 do 100 sončnih polmerov in svetilnost od 10 do 1000 svetilnosti sonca . Svetilnost takšnih zvezd je večja kot pri zvezdah glavnega zaporedja , vendar manjša kot pri super velikanih [2] [3] , v Yerkesovi spektralni klasifikaciji pa imajo takšne zvezde spektralne razrede II in III [4] .

Terminologija

Izraz "velikanska zvezda" je skoval danski astronom Einar Hertzsprung leta 1906, ko je odkril, da so zvezde razredov K in M razdeljene v dva razreda svetilnosti: nekatere so veliko svetlejše od Sonca, druge pa so veliko slabše. Kljub temu se zvezde zgodnjih spektralnih tipov razlikujejo veliko bolj šibko ali pa jih sploh ni mogoče razlikovati [5] , v takih primerih pa se uporablja spektralna analiza [6] . Poleg tega se izraza " beli pritlikavec " in " modri pritlikavec " sploh ne nanašata na zvezde glavnega zaporedja, zato lahko pride do zmede. Tako lahko na primer zvezde glavnega zaporedja zgodnjih spektralnih tipov imenujemo "beli velikani" [7] .

Izobraževanje in evolucija

Po stopnji glavnega zaporedja, ko je zvezda porabila vodik v jedru, in nekaj njenega stiskanja, se v njem začne reakcija zgorevanja helija [4] . Zunanje plasti zvezde se močno širijo in čeprav se svetilnost poveča, se tok skozi zvezdno površino zmanjša in se ohladi. Ta proces, pa tudi nadaljnja usoda zvezde, sta odvisna od njene mase.

Zvezde z majhno maso

Zvezde z najmanjšo maso, po različnih ocenah, do 0,25-0,35 sončne mase , nikoli ne bodo postale velikani. Takšne zvezde so popolnoma konvektivne , zato se vodik enakomerno porabi in še naprej sodeluje v reakciji, dokler se popolnoma ne porabi. Modeli kažejo, da se bo zvezda postopoma ogrela in postala modri pritlikavec , vendar se helij v njej ne bo vnel - temperatura v njej nikoli ne bo dovolj visoka. Po tem se bo zvezda spremenila v belega pritlikavca , sestavljenega predvsem iz helija . Vendar ni opazovalnih podatkov, ki bi to potrjevali: življenje rdečih pritlikavcev lahko doseže 10 bilijonov let, starost vesolja pa je približno 14 milijard let [8] [9] .

Zvezde povprečne mase

Notranja struktura soncu podobne zvezde in rdečega velikana.

Če masa zvezde preseže to mejo, potem ni več popolnoma konvektivna in ko zvezda porabi ves vodik, ki je na voljo v njenem jedru za termonuklearne reakcije , se bo njeno jedro začelo krčiti. Vodik bo začel goreti ne več v jedru, ampak okoli njega, zaradi česar se bo zvezda začela širiti in ohlajati ter nekoliko povečati svojo svetilnost in postati podžig . Jedro helija se bo povečalo in v nekem trenutku bo njegova masa presegla mejo Schoenberg - Chandrasekhar . Hitro se bo skrčil in morda postal degeneriran. Zunanje plasti zvezde se bodo razširile in začelo se bo tudi mešanje snovi, saj se bo povečala tudi konvektivna cona. Tako bo zvezda postala rdeči velikan [10] .

Če masa zvezde ne presega ~ 0,4 sončne mase, potem se helij v njej nikoli ne vname, in ko vodika zmanjka, bo zvezda odvrgla ovojnico in postala helijev beli pritlikavec [11] .

Če je masa zvezde večja od ~ 0,4 sončne mase, bo temperatura v jedru na neki točki dosegla 10 8 K, v jedru se bo pojavil helij in začel se bo trojni alfa proces [10] . Tlak v zvezdi se bo zmanjšal, zato se bo svetilnost zmanjšala in zvezda se bo premaknila iz veje rdečih velikanov v vodoravno vejo [12] .

Postopoma helij konča v jedru, hkrati pa se kopičijo ogljik in kisik. Če je masa zvezde manjša od 8 sončnih mas, se bo jedro ogljika in kisika skrčilo, postalo degenerirano in okoli njega bo gorel helij. Tako kot v primeru degeneracije helijevega jedra se bo začelo mešanje snovi, kar bo povzročilo povečanje velikosti zvezde in povečanje svetilnosti. Ta stopnja se imenuje asimptotična velikanska veja , v kateri je zvezda stara le približno milijon let. Po tem bo zvezda postala nestabilna, izgubila bo ovojnico in pustila ogljikovega kisika belega pritlikavca, obdanega s planetarno meglico [10] .

Zvezde velike mase

V glavni zaporedju zvezd z velikimi masami (več kot 8 sončne mas), po tvorbi jedra ogljik-kisik, ogljik bodo začeli gorijo termonuklearne reakcije [2] [10] . Poleg tega se pri takšnih zvezdah stopnja zgorevanja helija ne začne zaradi bliskavice helija, ampak postopoma.

V zvezdah z maso od 8 do 10-12 sončnih mas lahko kasneje izgorejo težji elementi, ki pa ne dosežejo sinteze železa. Na splošno se izkaže, da je njihov razvoj enak razvoju manj masivnih zvezd: gredo tudi skozi stopnje rdečih velikanov, vodoravno vejo in asimptotično vejo velikanov, nato pa postanejo beli pritlikavci. So bolj svetleči, beli pritlikavec, ki jim ostane, pa je sestavljen iz kisika, neona in magnezija. V redkih primerih pride do eksplozije supernove [13] .

Zvezde z maso več kot 10-12 sončnih mas imajo zelo visoko svetilnost in se na teh stopnjah evolucije imenujejo supergiganti in ne velikani. Zaporedno sintetizirajo vse težje elemente, ki dosežejo železo . Nadaljnja sinteza ne poteka, saj je energetsko neugodna, v zvezdi pa nastane železno jedro. V nekem trenutku jedro postane tako močno, da pritisk ne more več prenašati teže zvezde in samega sebe ter se z izpustam velike količine energije sesuje. To opazimo kot eksplozijo supernove in zvezda ostane bodisi nevtronska zvezda bodisi črna luknja [14] [15] .

Primeri

Znane velikanske zvezde:

  • Alcyone (η Taurus), modro-beli velikan spektralnega razreda B [16] , najsvetlejša zvezda v odprti gruči Plejad [17] .
  • Thuban (α Dragon), beli velikan razreda A [18] .
  • Capella Aa , rumeni velikan razreda G, ena od sestavin sistema Capella (α Auriga) [20] .
  • Pollux (β Gemini), oranžni velikan razreda K [21] .
  • Mira (ο Ceti), rdeči velikan razreda M [22] .

Opombe (uredi)

  1. Velikanska zvezda, vnos v Astronomski enciklopediji , ur. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7 .
  2. 1 2 super velikan , vnos v Enciklopediji astrobiologije, astronomije in vesoljskih letov , David Darling, na spletu. (Angleščina) (Pridobljeno 8. decembra 2008)
  3. hipergigant , vnos v Enciklopediji astrobiologije, astronomije in vesoljskih letov , David Darling, na spletu. (Angleščina) (Pridobljeno 8. decembra 2008)
  4. 1 2 velikan, vnos v The Facts on File Dictionary of Astronomy , ed. John Daintith in William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5. izd., 2006. ISBN 0-8160-5998-5 .
  5. Twentieth Century Physics / Brown, Laurie M.; Pais, Abraham (angleščina) ; Pippard, AB (angleško) ... - Bristol ; New York: Inštitut za fiziko , American Institute of Physics , 1995.-str. 1696.- ISBN 978-0-7503-0310-1 .
  6. Patrick Moore . Amaterski astronom. -Springer, 2006.- ISBN 978-1-85233-878-7 .
  7. ^ Velikanska zvezda, vpis v Cambridge Dictionary of Astronomy , Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5 .
  8. Adams, FC; P. Bodenheimer, G. Laughlin. Škrati M: nastanek planeta in dolgoročna evolucija (eng.) // Astronomische Nachrichten : časopis. - Wiley -VCH , 2005. - letn. 326 , št. 10 . - str. 913-919 . - doi : 10.1002 / asna.200510440 . - bibcode : 2005AN .... 326..913A .
  9. Pozne faze evolucije za zvezde z majhno maso , Michael Richmond, zapiski s predavanj, Physics 230, Rochester Institute of Technology . (Angleščina) (Pridobljeno 8. decembra 2008) .
  10. 1 2 3 4 Evolucija zvezd in zvezdnih populacij , Maurizio Salaris in Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X .
  11. Struktura in evolucija belih palčkov , SO Kepler in PA Bradley, Baltska astronomija 4 , str. 166-220.
  12. ^ Velikani in post-velikani Arhivirano 20. julija 2011. , zapiski k razredu, Robin Ciardullo, Astronomija 534, Penn State University .
  13. Eldridge, JJ; Tout, CA Raziskovanje delitev in prekrivanja med zvezdami AGB in super-AGB ter supernovami (v angleščini) // Memorie della Società Astronomica Italiana : časopis. - 2004. - letn. 75 . - str. 694 . - bibcode : 2004MmSAI..75..694E . - arXiv : astro-ph / 0409583 .
  14. Kononovich E.V., Moroz V.I. Splošni tečaj astronomije. - 2., popravljeno. - URSS, 2004.- S. 413-- 544 str. -ISBN 5-354-00866-2 .
  15. Izgorevanje C in O v poznejših fazah evolucije . Astronet .
  16. Alcyone (angleško) ... - značilnosti zvezd v zbirki podatkov SIMBAD . Pridobljeno 9. decembra 2008. Arhivirano 22. marca 2012.
  17. Jim Kahler. Alcyone (angleško) ... - opis zvezde na spletni strani profesorja Jim Kahlerja. Pridobljeno 9. decembra 2008. Arhivirano 22. marca 2012.
  18. Thuban (angleško) ... - značilnosti zvezd v zbirki podatkov SIMBAD . Pridobljeno 9. decembra 2008. Arhivirano 22. marca 2012.
  19. Sigma Octantis (eng.) ... - značilnosti zvezd v zbirki podatkov SIMBAD . Pridobljeno 9. decembra 2008. Arhivirano 22. marca 2012.
  20. α Aurigae A (angleško) ... - značilnosti zvezd v zbirki podatkov SIMBAD . Pridobljeno 9. decembra 2008. Arhivirano 22. marca 2012.
  21. Pollux (angleško) ... - značilnosti zvezd v zbirki podatkov SIMBAD . Pridobljeno 9. decembra 2008. Arhivirano 22. marca 2012.
  22. Mira (izvirno) ... - značilnosti zvezd v zbirki podatkov SIMBAD . Pridobljeno 9. decembra 2008. Arhivirano 22. marca 2012.