Звезда-гигант: различия между версиями

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Интерактивная навигация по истории
(Показать все непатрулированные изменения)
[непроверенная версия][непроверенная версия]
← Предыдущая правкаСледующая правка →
Содержимое удалено Содержимое добавлено
ВизуальныйВики-текст
Спасено источников — 8, отмечено мёртвыми — 0. #IABot (v1.5.7)
буду дорабатывать
Строка 2: Строка 2:
{{ДиаграммаГР}}
{{ДиаграммаГР}}


'''Гига́нт''' — тип [[звезда|звёзд]] со значительно бо́льшим [[радиус]]ом и высокой [[светимость]]ю, чем у звёзд [[Главная последовательность|главной последовательности]], имеющих такую же [[Эффективная температура|температуру поверхности]]<ref name="oxford">Giant star, entry in ''Astronomy Encyclopedia'', ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.</ref>. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 [[Солнечный радиус|солнечных радиусов]] и светимости от 10 до 1000 светимостей [[Солнце|Солнца]]. Звёзды со светимостью большей, чем у гигантов, называются [[сверхгигант]]ы и [[гипергигант]]ы<ref name="darlingsg">[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/supergiant.html supergiant], entry in ''The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight'', David Darling, on line. {{en icon}} {{проверено|8|12|2008}}</ref><ref>[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/hypergiant.html hypergiant], entry in ''The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight'', David Darling, on line. {{en icon}} {{проверено|8|12|2008}}</ref>. Горячие и яркие звёзды главной последовательности также могут быть отнесены к белым гигантам<ref name="cambridge">Giant star, entry in ''Cambridge Dictionary of Astronomy'', Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.</ref>. Помимо этого, из-за своего большого радиуса и высокой светимости, гиганты лежат выше главной последовательности (V класс светимости в [[Спектральный класс#Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)|Йеркской спектральной классификации]]) на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга-Рассела]] и соответствует классам светимости II и III<ref name="fof">giant, entry in ''The Facts on File Dictionary of Astronomy'', ed. John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5th ed., 2006. ISBN 0-8160-5998-5.</ref>.
'''Гига́нт''' — тип [[звезда|звёзд]] с большим [[радиус]]ом и высокой [[светимость]]ю<ref name="oxford">Giant star, entry in ''Astronomy Encyclopedia'', ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.</ref>. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 [[Солнечный радиус|солнечных радиусов]] и светимости от 10 до 1000 светимостей [[Солнце|Солнца]]. Светимость таких звёзд больше, чем у звёзд [[Главная последовательность|главной последовательности]], но меньше, чем у [[сверхгигант|сверхгигантов]]<ref name="darlingsg">[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/supergiant.html supergiant], entry in ''The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight'', David Darling, on line. {{en icon}} {{проверено|8|12|2008}}</ref><ref>[http://www.daviddarling.info/encyclopedia/H/hypergiant.html hypergiant], entry in ''The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight'', David Darling, on line. {{en icon}} {{проверено|8|12|2008}}</ref>, и в [[Спектральный класс#Йеркская классификация с учётом светимости (МКК)|Йеркской спектральной классификации]] такие звёзды имеют спектральные классы II и III<ref name="fof">giant, entry in ''The Facts on File Dictionary of Astronomy'', ed. John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5th ed., 2006. ISBN 0-8160-5998-5.</ref>.

== Терминология ==
Термин «звезда-гигант» ввёл датский астроном Эйнар Герцшпрунг в 1906 году, когда обнаружил, что звёзды [[Спектральные классы звёзд|классов K и M]] делятся на два класса по светимости: одни значительно ярче Солнца, а другие — значительно тусклее. Тем не менее, звёзды ранних спектральных классов отличаются гораздо слабее, а могут и вообще быть неразличимы<ref name="brown">{{книга|заглавие=Twentieth Century Physics|ответственный=Brown, Laurie M.; {{Нп3|Abraham Pais|Pais, Abraham|en|Abraham Pais}}; {{Нп3|A. B. Pippard|Pippard, A. B.|en|A. B. Pippard}}|год=1995|место=[[Бристоль|Bristol]]; New York|издательство=[[Институт физики|Institute of Physics]], [[Американский институт физики|American Institute of Physics]]|страницы=1696|isbn=978-0-7503-0310-1|oclc=33102501}}</ref>, и в таких случаях используется спектральный анализ<ref name="moore06">{{книга|ref=Moore|автор=[[Мур, Патрик|Patrick Moore]]|заглавие=The Amateur Astronomer|год=2006|издательство=Springer|isbn=978-1-85233-878-7}}</ref>. Кроме того, термины «[[белый карлик]]» и «[[голубой карлик]]» вообще не относятся к звёздам главной последовательности, поэтому может возникать путаница. Так, например, звёзды главной последовательности ранних спектральных классов могут называться «белыми гигантами»<ref name="cambridge">Giant star, entry in ''Cambridge Dictionary of Astronomy'', Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.</ref>.


== Образование ==
== Образование ==
После стадии главной последовательности, когда звезда израсходовала [[водород]] в ядре, и некоторого его сжатия, в нём начинается реакция [[Тройная гелиевая реакция|горения гелия]]<ref name="fof" />. Внешние слои звезды сильно расширяются, и, хотя светимость увеличивается, поток через поверхность звезды уменьшается, и она остывает.
⚫
Звезда становится гигантом после того, как весь [[водород]], доступный для [[Термоядерная реакция|реакции]] в ядре звезды, был использован, и, как следствие, звезда оставила [[Главная последовательность|главную последовательность]]<ref name="fof" />. Звезда, начальная масса которой не превышает примерно 0,4 [[Солнечная масса|солнечных масс]], никогда не станет звездой-гигантом. Это происходит потому, что вещество внутри тел таких звёзд сильно перемешано [[Конвекция|конвекцией]], и поэтому водород продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходуется полностью, — и в этой точке такая звезда превращается в [[Белый карлик|белого карлика]], состоящего преимущественно из [[Гелий|гелия]]. Это истощение звёздного водородного термоядерного топлива, тем не менее, по прогнозам может занять времени значительно больше, чем прошло до сегодняшнего дня с момента образования Вселенной<ref name="rln">[http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html Late stages of evolution for low-mass stars], Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, [[Rochester Institute of Technology]]. {{en icon}} {{проверено|8|12|2008}}.</ref>.


=== Звёзды малой массы ===
⚫
Звезда, начальная масса которой не превышает примерно 0,4 [[Солнечная масса|солнечных масс]], никогда не станет звездой-гигантом. Это происходит потому, что вещество внутри тел таких звёзд сильно перемешано [[Конвекция|конвекцией]], и поэтому водород продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходуется полностью, — и в этой точке такая звезда превращается в [[Белый карлик|белого карлика]], состоящего преимущественно из [[Гелий|гелия]]. Это истощение звёздного водородного термоядерного топлива, тем не менее, по прогнозам может занять времени значительно больше, чем прошло до сегодняшнего дня с момента образования Вселенной<ref name="rln">[http://spiff.rit.edu/classes/phys230/lectures/planneb/planneb.html Late stages of evolution for low-mass stars], Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, [[Rochester Institute of Technology]]. {{en icon}} {{проверено|8|12|2008}}.</ref>.

=== Звёзды со средней массой ===
[[Файл:Structure of Stars (artist’s impression).jpg|right|thumb|400px|Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта.]]
[[Файл:Structure of Stars (artist’s impression).jpg|right|thumb|400px|Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта.]]
Если масса звезды превышает этот минимум, то, когда она потребит весь [[водород]], доступный в её ядре для [[Термоядерная реакция|термоядерных реакций]], — ядро звезды начнёт сжиматься. Теперь водород реагирует с [[Гелий|гелием]] в оболочке вокруг богатого гелием ядра и часть звезды за пределами оболочки расширяется и охлаждается.
Если масса звезды превышает этот минимум, то, когда она потребит весь [[водород]], доступный в её ядре для [[Термоядерная реакция|термоядерных реакций]], — ядро звезды начнёт сжиматься. Теперь водород реагирует с [[Гелий|гелием]] в оболочке вокруг богатого гелием ядра и часть звезды за пределами оболочки расширяется и охлаждается.
В этой стадии своей [[Звёздная эволюция|эволюции]], отмеченной как [[субгигант]]ы на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга-Рассела]], [[светимость]] звезды остаётся примерно постоянной и [[Эффективная температура|температура]] её поверхности понижается. В конце концов звезда начинает подниматься до [[Красный гигант|красного гиганта]] на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. В этой точке температура поверхности звезды (уже, как правило, красного гиганта) будет оставаться примерно постоянной, тогда как её светимость и радиус — существенно расти. Ядро звезды продолжит сжиматься, повышая свою температуру<ref name="evo">''Evolution of Stars and Stellar Populations'', Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.</ref><sup>, § 5.9.</sup>.
В этой стадии своей [[Звёздная эволюция|эволюции]], отмеченной как [[субгигант]]ы на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга-Рассела]], [[светимость]] звезды остаётся примерно постоянной и [[Эффективная температура|температура]] её поверхности понижается. В конце концов звезда начинает подниматься до [[Красный гигант|красного гиганта]] на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. В этой точке температура поверхности звезды (уже, как правило, красного гиганта) будет оставаться примерно постоянной, тогда как её светимость и радиус — существенно расти. Ядро звезды продолжит сжиматься, повышая свою температуру<ref name="evo">''Evolution of Stars and Stellar Populations'', Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.</ref><sup>, § 5.9.</sup>.


=== Звёзды с большой массой ===
Если масса звезды, лежащей на главной последовательности, была менее примерно 0,5 солнечных масс, считается, что она никогда не достигнет центральных температур, достаточных для термоядерного «горения» [[Гелий|гелия]]<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1995BaltA...4..166K Structure and Evolution of White Dwarfs], S. O. Kepler and P. A. Bradley, ''Baltic Astronomy'' '''4''', pp. 166—220.</ref><sup>, стр. 169.</sup>. Поэтому такая звезда и далее будет [[Красный гигант|красным гигантом]] с [[Термоядерная реакция|термоядерным «горением»]] [[водород]]а, пока не начнёт превращаться в гелиевый [[белый карлик]]<ref name="evo" /><sup>, § 4.1, 6.1.</sup>. В противной ситуации, когда температура звездного ядра достигает примерно 10<sup>8</sup> K, гелий вступает в термоядерную реакцию с [[углерод]]ом и [[кислород]]ом в ядре<ref name="evo" /><sup>,§ 5.9, chapter 6.</sup>. Энергия образуется за счёт реакции с гелием, вызывающей расширение ядра. Это создаёт давление на ближайшую оболочку из горящего водорода, что снижает уровень его энергии. Светимость звезды уменьшается, её внешняя оболочка снова сжимается и звезда покидает [[ветвь красных гигантов]] на диаграмме<ref name="psu">[http://www.astro.psu.edu/users/rbc/a534/lec23.pdf Giants and Post-Giants] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110720034111/http://www2.astro.psu.edu/users/rbc/a534/lec23.pdf |date=2011-07-20 }}, class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, [[Penn State University]].</ref>. Последующая эволюция звезды зависит от её массы. Если масса звезды не очень велика, то звезда будет расположена на горизонтальном отрезке диаграммы Герцшпрунга-Рассела, или же местоположение звезды может меняться петлеобразно<ref name="evo" /><sup>, chapter 6.</sup>. Если звезда не тяжелее примерно 8 солнечных масс, то она в результате исчерпает весь свой гелий в ядре и в реакцию вступит гелий в оболочке вокруг углеродного ядра звезды. Тогда светимость звезды снова возрастет и станет как у гиганта на асимптотическом отрезке диаграммы, и звезда поднимется по асимптотической ветви диаграммы Герцшпрунга-Рассела. После того, как звезда избавится от большей части своей массы, её ядро станет таким же, как у углеродно-кислородного белого карлика<ref name="evo" /><sup>, § 7.1-7.4.</sup>.

У звёзд главной последовательности с большими массами (около 8 солнечных масс)<ref name="evo" /><sup>, p.&nbsp;189</sup> в результате в реакцию вступит [[углерод]]. Светимость этих звёзд после схода с главной последовательности значительно не увеличится, но они станут более красными. Они могут превратиться в [[Красный сверхгигант|красных сверхгигантов]] или потерять массу, что будет способствовать их эволюции в [[Голубой сверхгигант|голубого сверхгиганта]]<ref>''Blowing Bubbles in the Cosmos: Astronomical Winds, Jets, and Explosions'', T. W. Hartquist, J. E. Dyson, and D. P. Ruffle, New York: Oxford University Press, 2004. ISBN 0-19-513054-5.</ref><sup>, pp.&nbsp;33–35;  </sup><ref name="darlingsg" />. В конечном итоге они станут [[Белый карлик|белыми карликами]], состоящими из [[кислород]]а и [[неон]]а или пройдут через стадию сжатия ядра, станут [[Сверхновая звезда|сверхновыми]] с последующим образованием [[Нейтронная звезда|нейтронных звёзд]] или [[Чёрная дыра|чёрных дыр]]<ref name="evo" /><sup>, § 7.4.4-7.8.</sup>.
У звёзд главной последовательности с большими массами (около 8 солнечных масс)<ref name="evo" /><sup>, p.&nbsp;189</sup> в результате в реакцию вступит [[углерод]]. Светимость этих звёзд после схода с главной последовательности значительно не увеличится, но они станут более красными. Они могут превратиться в [[Красный сверхгигант|красных сверхгигантов]] или потерять массу, что будет способствовать их эволюции в [[Голубой сверхгигант|голубого сверхгиганта]]<ref>''Blowing Bubbles in the Cosmos: Astronomical Winds, Jets, and Explosions'', T. W. Hartquist, J. E. Dyson, and D. P. Ruffle, New York: Oxford University Press, 2004. ISBN 0-19-513054-5.</ref><sup>, pp.&nbsp;33–35;  </sup><ref name="darlingsg" />. В конечном итоге они станут [[Белый карлик|белыми карликами]], состоящими из [[кислород]]а и [[неон]]а или пройдут через стадию сжатия ядра, станут [[Сверхновая звезда|сверхновыми]] с последующим образованием [[Нейтронная звезда|нейтронных звёзд]] или [[Чёрная дыра|чёрных дыр]]<ref name="evo" /><sup>, § 7.4.4-7.8.</sup>.


Версия от 16:47, 4 апреля 2020

У этого термина существуют и другие значения, см. Гигант.

Гига́нт — тип звёзд с большим радиусом и высокой светимостью[1]. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца. Светимость таких звёзд больше, чем у звёзд главной последовательности, но меньше, чем у сверхгигантов[2][3], и в Йеркской спектральной классификации такие звёзды имеют спектральные классы II и III[4].

Терминология

Термин «звезда-гигант» ввёл датский астроном Эйнар Герцшпрунг в 1906 году, когда обнаружил, что звёзды классов K и M делятся на два класса по светимости: одни значительно ярче Солнца, а другие — значительно тусклее. Тем не менее, звёзды ранних спектральных классов отличаются гораздо слабее, а могут и вообще быть неразличимы[5], и в таких случаях используется спектральный анализ[6]. Кроме того, термины «белый карлик» и «голубой карлик» вообще не относятся к звёздам главной последовательности, поэтому может возникать путаница. Так, например, звёзды главной последовательности ранних спектральных классов могут называться «белыми гигантами»[7].

Образование

После стадии главной последовательности, когда звезда израсходовала водород в ядре, и некоторого его сжатия, в нём начинается реакция горения гелия[4]. Внешние слои звезды сильно расширяются, и, хотя светимость увеличивается, поток через поверхность звезды уменьшается, и она остывает.

Звёзды малой массы

Звезда, начальная масса которой не превышает примерно 0,4 солнечных масс, никогда не станет звездой-гигантом. Это происходит потому, что вещество внутри тел таких звёзд сильно перемешано конвекцией, и поэтому водород продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходуется полностью, — и в этой точке такая звезда превращается в белого карлика, состоящего преимущественно из гелия. Это истощение звёздного водородного термоядерного топлива, тем не менее, по прогнозам может занять времени значительно больше, чем прошло до сегодняшнего дня с момента образования Вселенной[8].

Звёзды со средней массой

Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта.

Если масса звезды превышает этот минимум, то, когда она потребит весь водород, доступный в её ядре для термоядерных реакций, — ядро звезды начнёт сжиматься. Теперь водород реагирует с гелием в оболочке вокруг богатого гелием ядра и часть звезды за пределами оболочки расширяется и охлаждается. В этой стадии своей эволюции, отмеченной как субгиганты на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, светимость звезды остаётся примерно постоянной и температура её поверхности понижается. В конце концов звезда начинает подниматься до красного гиганта на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. В этой точке температура поверхности звезды (уже, как правило, красного гиганта) будет оставаться примерно постоянной, тогда как её светимость и радиус — существенно расти. Ядро звезды продолжит сжиматься, повышая свою температуру[9], § 5.9..

Звёзды с большой массой

У звёзд главной последовательности с большими массами (около 8 солнечных масс)[9], p. 189 в результате в реакцию вступит углерод. Светимость этих звёзд после схода с главной последовательности значительно не увеличится, но они станут более красными. Они могут превратиться в красных сверхгигантов или потерять массу, что будет способствовать их эволюции в голубого сверхгиганта[10], pp. 33–35;  [2]. В конечном итоге они станут белыми карликами, состоящими из кислорода и неона или пройдут через стадию сжатия ядра, станут сверхновыми с последующим образованием нейтронных звёзд или чёрных дыр[9], § 7.4.4-7.8..

Примеры

Широко известные звёзды-гиганты:

  • Альциона (η Тельца), бело-голубой гигант спектрального класса B[11], ярчайшая звезда в рассеянном скоплении Плеяды[12].
  • Тубан (α Дракона), белый гигант класса A[13].
  • Капелла Aa, жёлтый гигант класса G, один из компонентов системы Капеллы (α Возничего)[15].
  • Поллукс (β Близнецов), оранжевый гигант класса K[16].
  • Мира (ο Кита), красный гигант класса M[17].

См. также

Примечания

  1. ↑ Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. ↑ 1 2 supergiant, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line.  (англ.)  (Дата обращения: 8 декабря 2008)
  3. ↑ hypergiant, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line.  (англ.)  (Дата обращения: 8 декабря 2008)
  4. ↑ 1 2 giant, entry in The Facts on File Dictionary of Astronomy, ed. John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5th ed., 2006. ISBN 0-8160-5998-5.
  5. ↑ Twentieth Century Physics / Brown, Laurie M.; Pais, Abraham[англ.]*; Pippard, A. B.[англ.]. — Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics, 1995. — С. 1696. — ISBN 978-0-7503-0310-1.
  6. ↑ Patrick Moore. The Amateur Astronomer. — Springer, 2006. — ISBN 978-1-85233-878-7.
  7. ↑ Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
  8. ↑ Late stages of evolution for low-mass stars, Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology.  (англ.)  (Дата обращения: 8 декабря 2008).
  9. ↑ 1 2 3 Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  10. ↑ Blowing Bubbles in the Cosmos: Astronomical Winds, Jets, and Explosions, T. W. Hartquist, J. E. Dyson, and D. P. Ruffle, New York: Oxford University Press, 2004. ISBN 0-19-513054-5.
  11. ↑ Alcyone (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения: 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  12. ↑ Джим Калер. Alcyone (англ.). — описание звезды на сайте профессора Джима Калера. Дата обращения: 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  13. ↑ Thuban (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения: 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  14. ↑ Sigma Octantis (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения: 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  15. ↑ α Aurigae A (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения: 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  16. ↑ Pollux (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения: 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
  17. ↑ Mira (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения: 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Звезда-гигант&oldid=106111522