Гілка червоних гігантів: відмінності між версіями
| [перевірена версія] | [перевірена версія] |
Olvin (обговорення | внесок) Немає опису редагування |
м автоматична заміна {{Не перекладено}} вікі-посиланнями на перекладені статті |
||
| Рядок 21: | Рядок 21: | ||
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}}. |
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}}. |
||
Унаслідок конвекції відбувається винесення на поверхню зорі речовини, яка зазнала змін [[ізотоп]]ного складу внаслідок ядерних реакцій. Це явище має назву |
Унаслідок конвекції відбувається винесення на поверхню зорі речовини, яка зазнала змін [[ізотоп]]ного складу внаслідок ядерних реакцій. Це явище має назву [[зачерпування]]<ref name="aes-165"/>. |
||
== Примітки == |
== Примітки == |
||
Версія за 07:35, 24 травня 2019
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 зір малої та середньої маси на головній послідовності завершується, коли більша частина Гідрогену в ядрі перетворюється на гелій. Термоядерні реакції в такому ядрі майже припиняються і ядро починає стискатися. Горіння Гідрогену триває лише у сферичному шарі навколо ядра.
Зорі малої маси потрапляють на відгалуження червоних гігантів через порівняно коротку стадію субгіганта. На цьому шляху ядро зорі переходить у вироджений стан, а її оболонка починає охолоджуватися й розширюватися[2].
У зір проміжної маси виродження ядра не відбувається[3].
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 зростає й на діаграмі зоря пересувається вліво, у напрямку горизонтального відгалуження[1]. У зір малої маси загоряння гелію у виродженому ядрі має характер теплового вибуху. У зір помірної маси ядро невироджене й загоряння гелію відбувається спокійно[3].
Особливості зір ВЧГ
Густина оболонки у зір із виродженим ядром дуже низька, фактично, оболонка вже відокремлена від ядра. Вони розділені шаром, у якому відбуваються термоядерні реакції за участі Гідрогену. Світність зорі визначається виділенням енергії в цьому шарі й вона залежить лише від маси ядра. Наближено її можна подати формулою [4]. Світність майже не залежить від металічності. Це зумовлено тим фактом, що перенесення енергії з надр до зовнішніх шарів відбувається за рахунок конвекції, на яку мало впливає непрозорість зоряної речовини[5]. На цій стадії зоря втрачає масу у вигляді повільного зоряного вітру (v ~ 5-30 км/с) зі швидкістю на рік[6].
Унаслідок конвекції відбувається винесення на поверхню зорі речовини, яка зазнала змін ізотопного складу внаслідок ядерних реакцій. Це явище має назву зачерпування[7].
Примітки
- ↑ 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.)
- ↑ а б Зорі помірної маси // 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. 177. — ISBN 966-613-263-X.
- ↑ Pettini, 2014, с. 3.
- ↑ Pettini, 2014, с. 4—5.
- ↑ Pettini, 2014, с. 5—6.
- ↑ Зачерпування // 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. 165. — ISBN 966-613-263-X.
