Jättiläinen tähti

Hertzsprung-Russell-kaavio Spektriluokka ruskeat kääpiöt valkoiset kääpiöt punaiset kääpiöt alikääpiöt Pääsarja (kääpiöt) Subgiants Jättiläiset Kirkkaat jättiläiset superjättiläiset Hyperjättiläiset Ehdoton tähtien suuruus (M V )

Jättiläinen  on tähtityyppi, jolla on suuri säde ja korkea kirkkaus [1] . Yleensä jättiläistähtien säteet ovat 10-100 auringon säteet ja luminositeetit 10-1000 auringon kirkkautta . Tällaisten tähtien kirkkaus on suurempi kuin pääsarjan tähtien , mutta pienempi kuin superjättiläisten [2] [3] , ja Yerkesin spektriluokituksessa tällaisilla tähdillä on spektriluokat II ja III [4] .

Terminologia

Termin "jättitähti" otti käyttöön tanskalainen tähtitieteilijä Einar Hertzsprung vuonna 1906, kun hän havaitsi, että luokan K ja M tähdet on jaettu kahteen luokkaan kirkkauden mukaan: toiset ovat paljon kirkkaampia kuin aurinko, kun taas toiset ovat paljon himmeämpiä. Varhaisten spektrityyppien tähdet eroavat kuitenkin paljon vähemmän ja voivat jopa olla erottamattomia [5] , ja tällaisissa tapauksissa käytetään spektrianalyysiä [6] . Lisäksi termit " valkoinen kääpiö " ja " sininen kääpiö " eivät viittaa pääsarjan tähtiin ollenkaan, joten sekaannusta voi syntyä. Joten esimerkiksi varhaisten spektrityyppien pääsekvenssitähtiä voidaan kutsua "valkoisiksi jättiläisiksi" [7] .

Koulutus ja evoluutio

Pääsekvenssivaiheen jälkeen, kun tähti on käyttänyt ytimessä olevan vedyn ja osan puristumisestaan, alkaa siinä heliumin palamisreaktio [4] . Tähden ulkokerrokset laajenevat suuresti, ja vaikka valoisuus kasvaa, virtaus tähden pinnan läpi vähenee ja se jäähtyy. Tämä prosessi, samoin kuin tähden tuleva kohtalo, riippuu sen massasta.

Pienimassaiset tähdet

Tähdistä, joiden massa on pienin, eri arvioiden mukaan jopa 0,25-0,35 auringon massaa , ei koskaan tule jättiläisiä. Tällaiset tähdet ovat täysin konvektiivisia , ja siksi vetyä kulutetaan tasaisesti ja se osallistuu edelleen reaktioon, kunnes se on täysin kulutettu. Mallit osoittavat, että tähti lämpenee vähitellen ja siitä tulee sininen kääpiö , mutta siinä oleva helium ei syty - lämpötila sen sisällä ei nouse tarpeeksi korkeaksi. Sen jälkeentähti muuttuu valkoiseksi kääpiöksi , joka koostuu pääasiassa heliumista . Tätä vahvistavaa havainnointitietoa ei kuitenkaan ole: punaisten kääpiöiden elinikä voi olla 10 biljoonaa vuotta, kun taas maailmankaikkeuden ikä on noin 14 miljardia vuotta [8] [9] .

Tähdet, joiden keskimääräinen massa

Jos tähden massa ylittää tämän rajan, se ei ole enää täysin konvektiivinen, ja kun tähti kuluttaa kaiken ytimessä olevan vedyn lämpöydinreaktioihin , sen ydin alkaa kutistua. Vety alkaa palaa ei enää ytimessä, vaan sen ympärillä, minkä seurauksena tähti alkaa laajentua ja jäähtyä ja lisää hieman valoisuutta ja siitä tulee alajättiläinen . Heliumydin kasvaa ja jossain vaiheessa sen massa ylittää Schoenberg-Chandrasekharin rajan . Se kutistuu nopeasti ja mahdollisesti rappeutuu. Tähden ulkokerrokset laajenevat, ja myös aineen sekoittuminen alkaa, koska myös konvektiivinen vyöhyke kasvaa. Joten tähdestä tulee punainen jättiläinen [10] .

Jos tähden massa ei ylitä ~0,4 auringon massaa, siinä oleva helium ei syty, ja kun vety loppuu, tähti irtoaa verhosta ja siitä tulee heliumin valkoinen kääpiö [11] .

Jos tähden massa on suurempi kuin ~0,4 auringon massaa, niin ytimen lämpötila saavuttaa jossain vaiheessa 10 8 K, ytimessä tapahtuu heliumin välähdys ja kolmoisalfa-prosessi alkaa [10] . Paine tähden sisällä laskee, minkä vuoksi valoisuus pienenee ja tähti siirtyy punaisesta jättihaarasta vaakasuoraan haaraan [12] .

Vähitellen myös helium päätyy ytimeen ja samalla kerääntyy hiiltä ja happea. Jos tähden massa on alle 8 auringon massaa, hiilen ja hapen ydin kutistuu, rappeutuu ja sen ympärillä tapahtuu heliumin palamista. Kuten heliumin ytimen rappeutumisen tapauksessa, aineen sekoittuminen alkaa, mikä johtaa tähden koon kasvuun ja valoisuuden lisääntymiseen. Tätä vaihetta kutsutaan asymptoottiseksi jättiläishaaraksi , jossa tähti on vain noin miljoona vuotta vanha. Sen jälkeen tähti muuttuu epävakaaksi, menettää kuorensa ja jättää hiili-happivalkoisen kääpiön , jota ympäröi planetaarinen sumu [10] .

Tähdet, joilla on suuri massa

Pääsarjan tähdissä, joilla on suuri massa (yli 8 auringon massaa), hiili-happiytimen muodostumisen jälkeen hiili alkaa palaa lämpöydinreaktioissa [2] [10] . Lisäksi tällaisissa tähdissä heliumin palamisvaihe ei ala heliumin välähdyksen seurauksena, vaan vähitellen.

Tähdissä, joiden massa on 8–10–12 aurinkomassaa, raskaammat alkuaineet voivat myöhemmin palaa, mutta raudasynteesi ei saavuta. Niiden evoluutio on yleisesti ottaen sama kuin vähemmän massiivisten tähtien: ne käyvät läpi myös punaisten jättiläisten vaiheet, vaakasuoran haaran ja asymptoottisen jättiläishaaran, ja niistä tulee sitten valkoisia kääpiöitä. Ne ovat valoisampia, ja niistä jäljelle jäävä valkoinen kääpiö koostuu hapesta, neonista ja magnesiumista. Harvinaisissa tapauksissa tapahtuu supernovaräjähdys [13] .

Tähdillä, joiden massa on yli 10-12 aurinkomassaa, on erittäin korkea kirkkaus, ja näissä evoluution vaiheissa ne luokitellaan superjättiläisiksi, ei jättiläisiksi. Ne syntetisoivat peräkkäin yhä raskaampia alkuaineita saavuttaen raudan . Lisää synteesiä ei tapahdu, koska se on energeettisesti epäsuotuisa ja tähteen muodostuu rautaydin. Jossain vaiheessa ydin tulee niin raskaaksi, että paine ei enää kestä tähden ja itsensä painoa ja romahtaa vapauttaen suuren määrän energiaa. Tämä havaitaan supernovaräjähdyksenä, ja tähti jää joko neutronitähdeksi tai mustaksi aukoksi [14] [15] .

Esimerkkejä

jättiläiset tähdet:

Muistiinpanot

  1. ↑ Jättitähti, artikkeli Astronomy Encyclopediassa , toim. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7 .
  2. ↑ 1 2 supergiant Arkistoitu 7. tammikuuta 2018 the Wayback Machine , merkintä The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight , David Darling, verkossa. (englanniksi)  (Käyttöpäivämäärä: 8. joulukuuta 2008)
  3. ↑ hyperjättiläinen Arkistoitu 10. huhtikuuta 2020 Wayback Machinessa , julkaisu The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight , David Darling, verkossa. (englanniksi)  (Käyttöpäivämäärä: 8. joulukuuta 2008)
  4. ↑ 1 2 jättiläinen, merkintä kirjassa The Facts on File Dictionary of Astronomy , toim. John Daintith ja William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5. painos, 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. - S. 1696. - ISBN 978-0-7503-0310-1 .
  6. ↑ Patrick Moore . Amatööritähtitieteilijä. - Springer, 2006. - ISBN 978-1-85233-878-7 .
  7. ↑ Jättitähti, artikkeli Cambridge Dictionary of Astronomy -sanakirjassa , Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5 .
  8. ↑ Adams, FC; P. Bodenheimer, G. Laughlin. M kääpiöt: planeettojen muodostuminen ja pitkäaikainen kehitys  (englanniksi)  // Astronomische Nachrichten  : Journal. - Wiley-VCH , 2005. - Voi. 326 , no. 10 . - s. 913-919 . - doi : 10.1002/asna.200510440 . - .
  9. ↑ Pienimassaisten tähtien evoluution myöhäiset vaiheet Arkistoitu 12. toukokuuta 2020 Wayback Machinessa , Michael Richmond, muistiinpanot luento, Physics 230, Rochester Institute of Technology . (Englanti)  (Haettu 8. joulukuuta 2008) .
  10. ↑ 1 2 3 4 Tähtien ja tähtipopulaatioiden kehitys , Maurizio Salaris ja Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X .
  11. ↑ Valkoisten kääpiöiden rakenne ja evoluutio , SO Kepler ja P.A. Bradley, Baltic Astronomy 4 , s. 166-220.
  12. ↑ Giants and Post-Giants Arkistoitu 20. heinäkuuta 2011. , luokkamuistiinpanot, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University .
  13. ↑ Eldridge, JJ; Tout, CA Tutkitaan AGB:n ja super-AGB-tähtien ja supernovien välisiä jakoja ja päällekkäisyyksiä  //  Memorie della Società Astronomica Italiana : Journal. - 2004. - Voi. 75 . - s. 694 . - . - arXiv : astro-ph/0409583 .
  14. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. Tähtitieteen yleinen kurssi. — 2., korjattu. - URSS, 2004. - S. 413. - 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  15. ↑ C:n ja O:n polttaminen evoluution myöhäisissä vaiheissa . Astronetti . Haettu 5. huhtikuuta 2020. Arkistoitu alkuperäisestä 29. maaliskuuta 2020.
  16. ↑ Alcyone  . _ ovat SIMBAD-tietokannan tähden ominaisuuksia . Haettu 9. joulukuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 22. maaliskuuta 2012.
  17. ↑ Jim Kahler. Alcyone (englanniksi) . - tähden kuvaus professori Jim Kahlerin verkkosivuilla. Haettu 9. joulukuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 22. maaliskuuta 2012.  
  18. ↑ Thuban  . _ ovat SIMBAD-tietokannan tähden ominaisuuksia . Haettu 9. joulukuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 22. maaliskuuta 2012.
  19. ↑ Sigma Octantis . ovat SIMBAD-tietokannan tähden ominaisuuksia . Haettu 9. joulukuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 22. maaliskuuta 2012.  
  20. ↑ α Aurigae A. ovat SIMBAD-tietokannan tähden ominaisuuksia . Haettu 9. joulukuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 22. maaliskuuta 2012.  
  21. ↑ Pollux . _ ovat SIMBAD-tietokannan tähden ominaisuuksia . Haettu 9. joulukuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 22. maaliskuuta 2012.  
  22. ↑ Mira . _ ovat SIMBAD-tietokannan tähden ominaisuuksia . Haettu 9. joulukuuta 2008. Arkistoitu alkuperäisestä 22. maaliskuuta 2012.  

Linkit

  Siirry Wikidata-kohteeseen  Sanakirjat ja tietosanakirjat