Stea uriașă

Diagrama Hertzsprung-Russell Clasa spectrală pitice brune pitice albe pitici roșii subpitici Secvența principală (pitici) Subgiganți Giganți Giganți strălucitori supergiganți Hipergiganți Absolut stelar magnitudinea ( MV )

Un gigant  este un tip de stea cu o rază mare și luminozitate mare [1] . De obicei, stelele gigantice au raze de la 10 la 100 de raze solare și luminozități de la 10 la 1000 de luminozități solare . Luminozitatea unor astfel de stele este mai mare decât cea a stelelor din secvența principală , dar mai mică decât cea a supergiganților [2] [3] , iar în clasificarea spectrală Yerkes , astfel de stele au clase spectrale II și III [4] .

Terminologie

Termenul de „stea gigant” a fost introdus de astronomul danez Einar Hertzsprung în 1906, când a descoperit că stelele din clasa K și M sunt împărțite în două clase în funcție de luminozitate: unele sunt mult mai strălucitoare decât Soarele, în timp ce altele sunt mult mai slabe. Cu toate acestea, stelele din tipurile spectrale timpurii diferă mult mai puțin și pot chiar să nu se distingă [5] , iar în astfel de cazuri se utilizează analiza spectrală [6] . În plus, termenii „ pitică albă ” și „ pitică albastră ” nu se referă deloc la stelele din secvența principală, așa că poate apărea confuzie. Deci, de exemplu, stelele secvențe principale ale tipurilor spectrale timpurii pot fi numite „giganți albi” [7] .

Educație și evoluție

După etapa de secvență principală, când steaua a consumat hidrogen în miez și o parte din compresia sa, reacția de ardere a heliului începe în ea [4] . Straturile exterioare ale stelei se extind foarte mult și, deși luminozitatea crește, fluxul prin suprafața stelei scade și aceasta se răcește. Acest proces, precum și soarta ulterioară a stelei, depinde de masa acesteia.

Stele de masă mică

Stelele cu cea mai mică masă, conform diverselor estimări, până la 0,25-0,35 mase solare , nu vor deveni niciodată giganți. Astfel de stele sunt complet convective și, prin urmare, hidrogenul este consumat uniform și continuă să participe la reacție până când este consumat complet. Modelele arată că steaua se va încălzi treptat și va deveni o pitică albastră , dar heliul din ea nu se va aprinde - temperatura din interiorul acesteia nu va deveni suficient de ridicată. După aceea, steaua se va transforma într-o pitică albă , constând în principal din heliu . Cu toate acestea, nu există date observaționale care să confirme acest lucru: durata de viață a piticelor roșii poate ajunge la 10 trilioane de ani, în timp ce vârsta Universului este de aproximativ 14 miliarde de ani [8] [9] .

Stele cu o masă medie

Dacă masa unei stele depășește această limită, atunci ea nu mai este complet convectivă, iar când steaua consumă tot hidrogenul disponibil în miezul său pentru reacții termonucleare , miezul său va începe să se micșoreze. Hidrogenul va începe să se ardă nu în miez, ci în jurul acestuia, datorită căruia steaua va începe să se extindă și să se răcească și să crească ușor luminozitatea, devenind o subgigant . Miezul de heliu va crește și la un moment dat masa lui va depăși limita Schoenberg-Chandrasekhar . Se va micșora rapid și poate deveni degenerat. Straturile exterioare ale stelei se vor extinde și va începe și amestecarea materiei, deoarece zona convectivă va crește și ea. Deci steaua va deveni o gigantă roșie [10] .

Dacă masa stelei nu depășește ~0,4 mase solare, atunci heliul din ea nu se va aprinde, iar când hidrogenul se va epuiza, steaua își va pierde învelișul și va deveni o pitică albă cu heliu [11] .

Dacă masa stelei este mai mare de ~0,4 mase solare, atunci temperatura din miez la un moment dat va ajunge la 10 8 K, va avea loc o fulgerare de heliu în miez și va începe procesul triplu alfa [10] . Presiunea din interiorul stelei va scădea, prin urmare, luminozitatea va scădea, iar steaua se va muta de la ramura gigant roșie la ramura orizontală [12] .

Treptat, heliul se termină și în miez și, în același timp, se acumulează carbon și oxigen. Dacă masa stelei este mai mică de 8 mase solare, atunci miezul de carbon și oxigen se va micșora, deveni degenerat și arderea heliului va avea loc în jurul său. La fel ca și în cazul degenerării miezului de heliu, va începe amestecarea materiei, ceea ce va atrage după sine o creștere a dimensiunii stelei și o creștere a luminozității. Această etapă se numește ramură gigantică asimptotică , în care steaua are doar aproximativ un milion de ani. După aceea, steaua va deveni instabilă, își va pierde coaja și va lăsa o pitică albă carbon-oxigen înconjurată de o nebuloasă planetară [10] .

Stele cu masă mare

În stelele din secvența principală cu mase mari (mai mult de 8 mase solare), după formarea unui nucleu carbon-oxigen, carbonul va începe să ardă în reacții termonucleare [2] [10] . În plus, în astfel de stele, etapa de ardere a heliului începe nu ca urmare a unei fulgerări de heliu, ci treptat.

În stelele cu mase de la 8 la 10-12 mase solare, elementele mai grele se pot arde ulterior, dar sinteza fierului nu ajunge. Evoluția lor, în general, se dovedește a fi aceeași cu cea a stelelor mai puțin masive: trec și prin stadiile giganților roșii, ramura orizontală și ramura gigant asimptotică, iar apoi devin pitice albe. Sunt mai luminoase, iar pitica albă care rămâne din ele este formată din oxigen, neon și magneziu. În cazuri rare, are loc o explozie de supernovă [13] .

Stelele cu o masă mai mare de 10-12 mase solare au o luminozitate foarte mare, iar în aceste stadii de evoluție sunt clasificate ca supergiganți, nu giganți. Ele sintetizează secvenţial elemente din ce în ce mai grele, ajungând la fier . Sinteza ulterioară nu are loc, deoarece este nefavorabilă din punct de vedere energetic și se formează un miez de fier în stea. La un moment dat, miezul devine atât de greu încât presiunea nu mai poate suporta greutatea stelei și a ei însăși și se prăbușește, eliberând o cantitate mare de energie. Aceasta este observată ca o explozie de supernovă, iar steaua rămâne fie o stea neutronică, fie o gaură neagră [14] [15] .

Exemple

stele gigantice:

Note

  1. ↑ Steaua uriașă, intrare în Astronomy Encyclopedia , ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7 .
  2. ↑ 1 2 supergiant Arhivat la 7 ianuarie 2018 la Wayback Machine , intrare în The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight , David Darling, on-line. (Engleză)  (Data accesării: 8 decembrie 2008)
  3. ↑ hypergiant Arhivat la 10 aprilie 2020 la Wayback Machine , intrare în The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight , David Darling, on-line. (Engleză)  (Data accesării: 8 decembrie 2008)
  4. ↑ 1 2 giant, intrare în The Facts on File Dictionary of Astronomy , ed. John Daintith și William Gould, New York: Facts On File, Inc., a 5-a ed., 2006. ISBN 0-8160-5998-5 .
  5. ↑ Twentieth Century Physics / Brown, Laurie M.; Pais, Abraham ; Pippard, AB. — Bristol ; New York: Institute of Physics , American Institute of Physics , 1995. - P. 1696. - ISBN 978-0-7503-0310-1 .
  6. ↑ Patrick Moore . Astronomul amator. - Springer, 2006. - ISBN 978-1-85233-878-7 .
  7. ^ Giant Star, intrare în Cambridge Dictionary of Astronomy , Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5 .
  8. ↑ Adams, F.C.; P. Bodenheimer, G. Laughlin. Pitici M: formarea planetelor și evoluția pe termen lung  (engleză)  // Astronomische Nachrichten  : journal. - Wiley-VCH , 2005. - Vol. 326 , nr. 10 . - P. 913-919 . - doi : 10.1002/asna.200510440 . - Cod biblic .
  9. ↑ Etapele târzii ale evoluției pentru stelele cu masă mică Arhivat 12 mai 2020 la Wayback Machine , Michael Richmond, notează prelegerea, Physics 230, Rochester Institute of Technology . (Engleză)  (Preluat la 8 decembrie 2008) .
  10. ↑ 1 2 3 4 Evolution of Stars and Stellar Populations , Maurizio Salaris și Santi Cassisi, Chichester, Marea Britanie: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X .
  11. ↑ Structure and Evolution of White Dwarfs , SO Kepler și P.A. Bradley, Baltic Astronomy 4 , pp. 166-220.
  12. ↑ Giants and Post-Giants Arhivat 20 iulie 2011. , note de clasă, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University .
  13. ↑ Eldridge, JJ; Tout, CA Explorarea diviziunilor și suprapunerii dintre stelele și supernovele AGB și super-AGB  //  Memorie della Società Astronomica Italiana : journal. - 2004. - Vol. 75 . — P. 694 . - Cod . - arXiv : astro-ph/0409583 .
  14. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. Curs general de astronomie. — al 2-lea, corectat. - URSS, 2004. - S. 413. - 544 p. — ISBN 5-354-00866-2 .
  15. ↑ Arderea C și O în stadiile târzii de evoluție . Astronet . Preluat la 5 aprilie 2020. Arhivat din original la 29 martie 2020.
  16. ↑ Alcyone  . _ sunt caracteristicile vedetei din baza de date SIMBAD . Consultat la 9 decembrie 2008. Arhivat din original pe 22 martie 2012.
  17. ↑ Jim Kahler. Alcyone (engleză) . - descrierea vedetei pe site-ul profesorului Jim Kahler. Consultat la 9 decembrie 2008. Arhivat din original pe 22 martie 2012.  
  18. ↑ Thuban  . _ sunt caracteristicile vedetei din baza de date SIMBAD . Consultat la 9 decembrie 2008. Arhivat din original pe 22 martie 2012.
  19. ↑ Sigma Octantis . sunt caracteristicile vedetei din baza de date SIMBAD . Consultat la 9 decembrie 2008. Arhivat din original pe 22 martie 2012.  
  20. ↑ α Aurigae A. sunt caracteristicile vedetei din baza de date SIMBAD . Consultat la 9 decembrie 2008. Arhivat din original pe 22 martie 2012.  
  21. ↑ Pollux . _ sunt caracteristicile vedetei din baza de date SIMBAD . Consultat la 9 decembrie 2008. Arhivat din original pe 22 martie 2012.  
  22. ↑ Mira . _ sunt caracteristicile vedetei din baza de date SIMBAD . Consultat la 9 decembrie 2008. Arhivat din original pe 22 martie 2012.  

Link -uri

  Accesați articolul Wikidata  Dicționare și enciclopedii