Гілка червоних гігантів: відмінності між версіями
| [перевірена версія] | [перевірена версія] |
м автоматична заміна {{Не перекладено}} вікі-посиланнями на перекладені статті |
Olvin (обговорення | внесок) доповнення |
||
| Рядок 11: | Рядок 11: | ||
== Особливості зір ВЧГ == |
== Особливості зір ВЧГ == |
||
<!-- |
<!-- подібність характеристик для різних мас |
||
; |
|||
зоряний вітер, втрата маси; |
|||
перемішування речовини --> |
|||
екскавація. |
|||
Густина оболонки у зір із виродженим ядром дуже низька, фактично, оболонка вже відокремлена від ядра. Вони розділені шаром, в якому відбуваються термоядерні реакції гідрогену. Світність зорі визначається виділенням енергії в цьому шарі й вона залежить лише від маси ядра. Наближено її можна подати формулою |
|||
--> |
|||
<math>L \simeq 2 , 3 \times 10^5 \left ( \frac{ M_c} {M_{\odot}} \right)^6 L_{\odot}</math>{{sfn|Pettini|2014|p=3}}. |
|||
Світність майже не залежить від [[металічність|металічності]]. Це зумовлено тим фактом, що перенесенням енергії із надр до зовнішніх шарів відбувається за рахунок конвекції, на яку мало впливає [[Прозорість середовища|непрозорість зоряної речовини]]{{sfn|Pettini|2014|pp=4—5}}. |
|||
На цій стадії зоря втрачає масу у вигляді повільного [[зоряний вітер|зоряного вітру]] (v ~ 5-30 км/с) зі швидкістю <math>\dot M \simeq 10^{-8} M_{\odot}</math> на рік{{sfn|Pettini|2014|pp=5—6}}. |
|||
== Див. також == |
== Див. також == |
||
| Рядок 23: | Рядок 26: | ||
<ref name="Pettini">{{cite book |
<ref name="Pettini">{{cite book |
||
| автор = M. Pettini |
| автор = M. Pettini |
||
| year = 2014 |
|||
| chapter = 13.2 The Red Giant Branch |
| chapter = 13.2 The Red Giant Branch |
||
| chapterurl = http://www.ast.cam.ac.uk/~pettini/STARS/Lecture13.pdf |
| chapterurl = http://www.ast.cam.ac.uk/~pettini/STARS/Lecture13.pdf |
||
| title = Structure and Evolution of Stars |
| title = Structure and Evolution of Stars |
||
| |
| type = Advanced astrophysics course at Cambridge University |
||
| ref = Pettini |
|||
| accessdate=23.02.2015 |
| accessdate=23.02.2015 |
||
}}{{ref-en}}</ref> |
}}{{ref-en}}</ref> |
||
Версія за 15:36, 17 листопада 2015
Відгалу́ження черво́них гіга́нтів (ВЧГ) - послідовність на діаграмі Герцшпрунга—Рассела, що утворена зорями малої та проміжної маси, які перебувають на стадії горіння гідрогену у сферичному шарі навколо ізотермічного гелієвого ядра[1][2]. Іноді його називають також першим відгалуженням гігантів (на відміну від асимптотичного відгалуження гігантів — АВГ).
Еволюція
Перебування зорі на головній послідовності завершується, коли більша частина гідрогену в ядрі перетворюється на гелій. Термоядерні реакції в такому ядрі майже припиняються й воно починає стискатися. На відгалуження червоних гігантів зорі потрапляють через порівняно коротку стадію субгіганта. На цьому шляху ядро зорі переходить у вироджений стан, а її оболонка починає охолоджуватися й розширюватися [2].
Коли температура зовнішніх шарів упаде нижче приблизно 5000 К, оболонка стає повністю конвективною. Це призводить до збільшення світності й еволюційний трек зорі починає прямувати вгору, майже вертикально. Фактично, зоря повторює шлях, яким свого часу потрапила на головну послідовність, але долає його у зворотному напрямку. Спалений у шарі гідроген перетворюється на гелій та збільшує інертне ядро. Для зорі з масою 1 M☉ ця стадія триватиме близько півмільярда років. Рух зорі на діаграмі поступово прискорюється[2].
На вершині відгалуження, коли маса гелієвого ядра сягає 0,4 — 0,5 M☉ в ядрі починається загоряння гелію . Внаслідок цього температура зовнішніх шарів дещо зростає й на діаграмі зоря пересувається вліво, у напрямку горизонтального відгалуження[1].
Особливості зір ВЧГ
Густина оболонки у зір із виродженим ядром дуже низька, фактично, оболонка вже відокремлена від ядра. Вони розділені шаром, в якому відбуваються термоядерні реакції гідрогену. Світність зорі визначається виділенням енергії в цьому шарі й вона залежить лише від маси ядра. Наближено її можна подати формулою [3]. Світність майже не залежить від металічності. Це зумовлено тим фактом, що перенесенням енергії із надр до зовнішніх шарів відбувається за рахунок конвекції, на яку мало впливає непрозорість зоряної речовини[4]. На цій стадії зоря втрачає масу у вигляді повільного зоряного вітру (v ~ 5-30 км/с) зі швидкістю на рік[5].
Див. також
Джерела
- ↑ а б Еволюція зір // Астрономічний енциклопедичний словник / за заг. ред. І. А. Климишина та А. О. Корсунь. — Львів : Голов. астроном. обсерваторія НАН України : Львів. нац. ун-т ім. Івана Франка, 2003. — С. 142—144. — ISBN 966-613-263-X.
- ↑ а б в M. Pettini (2014). 13.2 The Red Giant Branch (PDF). Structure and Evolution of Stars (Advanced astrophysics course at Cambridge University). Процитовано 23.02.2015.(англ.)
- ↑ Pettini, 2014, с. 3.
- ↑ Pettini, 2014, с. 4—5.
- ↑ Pettini, 2014, с. 5—6.
