Гігант (зоря)

Матеріал з Вікіпедії — вільної енциклопедії.
Перейти до: навігація, пошук
Діаграма Герцшпрунга-Рассела показує класифікацію зір відносно їхньої абсолютної зоряної величини, світності та температури поверхневих шарів.

Гігант (в астрономії) — зорі невеликої чи середньої маси (<10M) з гарячим компактним ядром та протяжними оболонками. Здебільшого, температури поверхневих шарів гігантів порівняно низькі (<15 000°К)[1], але завдяки великому радіусу поверхня випромінювання такої зорі є значно більшою, ніж у зір Головної послідовності. Це забезпечує набагато вищу світність гігантів, що сягає 105 - 105 L[2]. Загалом, гіганти належать до III-го та II-го (яскраві гіганти) класу світності і на діаграмі Герцшпрунга-Рассела розташовуються вище Головної послідовності.


Еволюційний статус гігантів[ред.ред. код]

В процесі своєї еволюції зоря перебуває в області гігантів двічі.

Еволюція до Головної послідовності[ред.ред. код]

Першого разу це відбувається на стадії гравітаційного стиснення протозорі, коли в її ядрі ще не почалися термоядерні реакції водневого циклу. Час перебування зір із масою близько 0,5M на стадії червого гіганта під час їх ранньої еволюції становить приблизно 108 років, в той час як для масивніших молодих зір з масами дещо меншими 10M ця стадія може тривати всього кілька тисяч років[2].

Еволюція після Головної послідовності[ред.ред. код]

Наступного разу зоря потрапляє до області гігантів після майже повного «спалювання» водню в її ядрі.

Зоря з масою меншою за 0.2M ніколи не досягне стадії гіганта[3], оскільки її внутрішні шари зазнають перемішування внаслідок конвекції. В результаті продукти горіння водню (здебільшого гелій) перемішуються з повністю іонізованими атомами водню (протонами) й термоядерні реакції не припиняються, маючи постійне постачання сировини (водню) для горіння. Таким чином вона може спалювати водень в своїх надрах на протязі 1013 років, що перевищує сьогоднішню оцінку віку Всесвіту. Згодом така зоря розвине умови для переносу енергії випромінюванням в її ядрі (радіативне ядро), а водень буде продовжувати горіти в оболонці, у тонкому шарі навколо ядра зорі. Після того як запаси водню зорі буде вичерпано повністю вона перетвориться на гелієвий білий карлик[3].

У масивніших зір (M*>0.5M) після вигорання водню гелієве ядро почне колапсувати. Енергія гравітаційного стиснення збільшить температуру ядра, а зменшення його розмірів спричинить зростання його густини та тиску. В той же час у тонкому шарі навколо гелієвого ядра швидкість реакцій горіння водню зростає (внаслідок збільшення температури та густини) й відповідно зростає енерговиділення. Оболонка зорі починає розширюватися під потужним тиском випромінювання й поступово стає конвектиною. Відповідно, зоря зростає у розмірах майже не змінюючи своєї світності, тому її зовнішні шари будуть охолоджуватись (стадія субгіганта). З часом потік енергії від горіння водню в оболонці досягне поверхні зорі та її світність почне зростати. Ефективна температура зорі залишається майже незмінною, а радіус зростає, й зоря виходить на стадію гіганта[4], § 5.9.. Однак гелієве ядро зорі продовжує стискатися й згодом там виникнуть умови для термоядерного горіння гелію.

У зір Головної послідовності з масою 0.25M<M*<0.5M в процесі її подальшої еволюції умови загорання гелію в ядрі не можуть бути досягнуті[5]. Тому вона вийде на стадію гіганта за рахунок інтенсивного виділення енергії внаслідок термоядерних реакцій горіння водню в оболонці навколо гелієвого ядра. Перебуваючи на стадії гіганта така зоря втратить значну частину своєї маси через видування в навколишній простір її зовнішніх шарів. Після чого її ядро оголиться й зовнішній спостерігач бачитиме гелієвий білий карлик[4], § 4.1, 6.1..


Структура внутрішньої будови[ред.ред. код]

Внутрішня структура зорі, подібної до Сонця (ліворуч), та червоного гіганта (праворуч). Зображення з ESO.


Фізичні властивості поверхневих шарів[ред.ред. код]

Втрати маси[ред.ред. код]

Деякі гіганти показують ознаки втрати зорею маси зі швидкістю, яка може сягати 10-6M на рік[2]. Причиною цього явища може бути тиск випромінювання (зоряний вітер), пульсації зорі або ударні хвилі в її короні.

Якщо швидкість втрати маси гігантом є досить великою, то пилинки, що витікають з його поверхні у міжзоряний простір, можуть повністю екранувати випромінювання від зорі у видимому діапазоні. Тому такі об'єкти можна спостерігати лише в інфрачервоному діапазоні.

Спектральна класифікація гігантів[ред.ред. код]

Класифікація гігантів, як і інших зір, здійснюється на основі аналізу їх спектрів. Маючи спектр певної зорі, який по своїй суті дає розподіл потоку випромінювання за довжиною хвилі, можна скористатися законом зміщення Віна для приблизної оцінки ефективної температури поверхневих шарів цієї зорі.

Залежно від температури виділяють[Джерело?]:


Приклади гігантів[ред.ред. код]

Спостережувана змінність[ред.ред. код]

Підкласи гігантів[ред.ред. код]

Див. також[ред.ред. код]

Примітки[ред.ред. код]

Джерела[ред.ред. код]

  1. а б в г David F. Gray "The observations and analysis of Stellar Photospheres", Cambridge University Press 2005
  2. а б в Фізика космоса, маленька енциклопедія, Москва 1986
  3. а б The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp. 420–432. Bibcode1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.
  4. а б Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  5. Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.