Звезда - гигант , также просто гигант , — это звезда с существенно большим радиусом и светимостью , чем звезда главной последовательности (или карлик ) с такой же температурой поверхности . [1] Они лежат выше главной последовательности (класс светимости V в спектральной классификации Йеркса ) на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и соответствуют классам светимости II и III . [2] Термины «гигант» и «карлик» были придуманы Эйнаром Герцшпрунгом для звезд совершенно разной светимости, несмотря на схожую температуру или спектральный класс, около 1905 года. [3]
Гигантские звезды имеют радиусы в несколько сотен раз больше Солнца и светимость от 10 до нескольких тысяч раз больше Солнца . Звезды, еще более яркие, чем гиганты, называются сверхгигантами и гипергигантами .
Горячую, яркую звезду главной последовательности также можно назвать гигантом, но любую звезду главной последовательности правильно называть карликом, независимо от того, насколько она велика и ярка. [4]
.jpg/1280px-Structure_of_Stars_(artist%E2%80%99s_impression).jpg)
Звезда становится гигантом после того, как весь доступный для синтеза водород в ее ядре исчерпан и в результате покидает главную последовательность . [2] Поведение звезды после главной последовательности во многом зависит от ее массы.
У звезды с массой более 0,25 солнечной массы ( M ☉ ) как только ядро обедняется водородом , оно сжимается и нагревается, так что водород начинает плавиться в оболочке вокруг ядра. Часть звезды вне оболочки расширяется и охлаждается, но с небольшим увеличением светимости, и звезда становится субгигантом . Инертное гелиевое ядро продолжает расти и повышать температуру по мере аккреции гелия из оболочки, но в звездах примерно до 10-12 M ☉ оно не становится достаточно горячим, чтобы начать горение гелия (звезды с большей массой являются сверхгигантами и развиваются по-другому ). Вместо этого всего через несколько миллионов лет ядро достигает предела Шенберга-Чандрасекара , быстро разрушается и может выродиться. Это заставляет внешние слои расширяться еще больше и создает сильную конвективную зону, которая выносит тяжелые элементы на поверхность в процессе, называемом первым выемкой . Эта сильная конвекция также увеличивает транспорт энергии к поверхности, светимость резко возрастает, и звезда переходит на ветвь красных гигантов , где она будет стабильно сжигать водород в оболочке в течение значительной части всей своей жизни (примерно 10% для звезда типа Солнца). Ядро продолжает набирать массу, сжиматься и нагреваться, тогда как во внешних слоях происходит некоторая потеря массы. [5] , § 5.9.
Если масса звезды на главной последовательности была ниже примерно 0,4 M ☉ , она никогда не достигнет центральных температур, необходимых для синтеза гелия . [6] , с. 169. Таким образом, он останется красным гигантом, синтезирующим водород, пока у него не закончится водород, после чего он станет гелиевым белым карликом . [5] , § 4.1, 6.1. Согласно теории звездной эволюции, ни одна звезда такой малой массы не могла развиться до этой стадии за время существования Вселенной.
В звездах с массой выше 0,4 M ☉ температура ядра в конечном итоге достигает 10 8 K, и гелий начинает сливаться с углеродом и кислородом в ядре посредством процесса тройного альфа . [5] , § 5.9, глава 6. При вырождении ядра гелия начинается взрывной синтез , но большая часть энергии уходит на снятие вырождения и ядро становится конвективным. Энергия, вырабатываемая при синтезе гелия, снижает давление в окружающей оболочке, горящей водород, что снижает скорость его выработки энергии. Общая светимость звезды уменьшается, ее внешняя оболочка снова сжимается, и звезда переходит из ветви красных гигантов в горизонтальную ветвь . [5] [7] , глава 6.
Когда гелий в ядре исчерпывается, звезда с массой примерно до 8 M ☉ имеет углеродно-кислородное ядро, которое вырождается и начинает гореть гелий в оболочке. Как и в случае с более ранним коллапсом гелиевого ядра, это запускает конвекцию во внешних слоях, запускает второй подъем и приводит к резкому увеличению размера и светимости. Это асимптотическая ветвь гигантов (AGB), аналогичная ветви красных гигантов, но более яркая, с оболочкой, горящей водородом, дающей большую часть энергии. Звезды остаются на AGB только около миллиона лет, становясь все более нестабильными, пока не исчерпают все свое топливо, не пройдут фазу планетарной туманности и затем не станут углеродно-кислородными белыми карликами. [5] , § 7.1–7.4.
Звезды главной последовательности с массой выше примерно 12 M ☉ уже очень яркие и движутся горизонтально по диаграмме HR, когда покидают главную последовательность, ненадолго становясь голубыми гигантами, прежде чем они расширяются дальше в голубые сверхгиганты. Они начинают гореть ядро-гелий до того, как ядро вырождается и плавно развивается в красные сверхгиганты без сильного увеличения светимости. На этом этапе их светимость сравнима с яркими звездами AGB, хотя они имеют гораздо большую массу, но их светимость будет еще больше увеличиваться по мере сжигания более тяжелых элементов и в конечном итоге становиться сверхновыми.
Звезды в диапазоне 8 ~ 12 M ☉ имеют несколько промежуточные свойства и были названы звездами super-AGB. [8] Они в основном следуют за более легкими звездами через фазы RGB, HB и AGB, но достаточно массивны, чтобы инициировать горение углерода в ядре и даже некоторое горение неона. Они образуют кислородно-магниево-неоновые ядра, которые могут коллапсировать в сверхновой с захватом электронов или оставить после себя кислородно-неоновый белый карлик.
Звезды главной последовательности класса О уже очень яркие. Гигантская фаза для таких звезд представляет собой короткую фазу слегка увеличенного размера и светимости перед развитием сверхгигантского класса спектральной светимости. Гиганты типа О могут быть более чем в сто тысяч раз ярче Солнца и ярче многих сверхгигантов. Классификация сложна и трудна, с небольшими различиями между классами светимости и непрерывным диапазоном промежуточных форм. Самые массивные звезды приобретают гигантские или сверхгигантские спектральные характеристики, при этом все еще сжигая водород в своих ядрах из-за смешивания тяжелых элементов с поверхностью и высокой светимости, которая создает мощный звездный ветер и заставляет атмосферу звезды расширяться.
Звезда, начальная масса которой меньше примерно 0,25 M ☉, вообще не станет звездой-гигантом. Большую часть своей жизни внутренность таких звезд тщательно перемешивается за счет конвекции , поэтому они могут продолжать синтезировать водород в течение времени, превышающего10 12 лет, что намного дольше нынешнего возраста Вселенной . На протяжении всего этого времени они постепенно становятся все горячее и ярче. В конце концов у них действительно образуется излучающее ядро, которое впоследствии исчерпывает водород в ядре и сжигает водород в оболочке, окружающей ядро. (Звезды с массой более 0,16 M ☉ могут расширяться в этой точке, но никогда не станут очень большими.) Вскоре после этого запасы водорода у звезды полностью исчерпаются и она, как ожидается, превратится в гелиевого белого карлика , [9 ] , хотя Вселенная еще слишком молода для существования такой звезды, поэтому ни одна звезда с такой историей никогда не наблюдалась.
Существует широкий спектр звезд гигантского класса, и для идентификации меньших групп звезд обычно используются несколько подразделений.
Субгиганты представляют собой совершенно отдельный от гигантов спектроскопический класс светимости (IV), но имеют с ними многие общие черты. Хотя некоторые субгиганты представляют собой просто сверхяркие звезды главной последовательности из-за химических изменений или возраста, другие представляют собой отдельный эволюционный путь к настоящим гигантам.
Примеры:
Яркие гиганты — звезды II класса светимости по спектральной классификации Йеркса . Это звезды, которые находятся на границе между обычными гигантами и сверхгигантами , судя по внешнему виду их спектров. [10] Класс светимости ярких гигантов был впервые определен в 1943 году. [11]
К известным звездам, которые классифицируются как яркие гиганты, относятся:
В пределах любого гигантского класса светимости более холодные звезды спектрального класса K, M, S и C (а иногда и некоторые звезды G-типа [12] ) называются красными гигантами. Красные гиганты включают звезды, находящиеся на нескольких различных стадиях эволюции: основная ветвь красных гигантов (RGB); красная горизонтальная ветка или красный комок ; асимптотическая ветвь гигантов (AGB), хотя звезды AGB часто достаточно велики и ярки, чтобы их можно было классифицировать как сверхгиганты; а иногда и другие крупные холодные звезды, такие как звезды, находящиеся непосредственно после AGB . Звезды RGB на сегодняшний день являются наиболее распространенным типом звезд-гигантов из-за их умеренной массы, относительно длительного стабильного существования и светимости. Это наиболее очевидная группа звезд после главной последовательности на большинстве диаграмм HR, хотя белые карлики более многочисленны, но гораздо менее ярки.
Примеры:
Гигантские звезды с промежуточными температурами (спектральный класс G, F и хотя бы немного A) называются желтыми гигантами. Их гораздо меньше, чем красных гигантов, отчасти потому, что они образуются только из звезд с несколько большей массой, а отчасти потому, что они проводят на этом этапе своей жизни меньше времени. Однако они включают ряд важных классов переменных звезд. Желтые звезды высокой светимости, как правило, нестабильны, что приводит к появлению полосы нестабильности на диаграмме HR, где большинство звезд являются пульсирующими переменными. Полоса нестабильности простирается от главной последовательности до светимостей гипергигантов, но при светимости гигантов имеется несколько классов пульсирующих переменных звезд:
Желтые гиганты могут быть звездами умеренной массы, впервые эволюционировавшими в направлении ветви красных гигантов, или они могут быть более развитыми звездами горизонтальной ветви. Эволюция в сторону ветви красных гигантов впервые происходит очень быстро, тогда как звезды могут находиться на горизонтальной ветви гораздо дольше. Звезды горизонтальной ветви с более тяжелыми элементами и меньшей массой более нестабильны.
Примеры:
Самые горячие гиганты спектральных классов O, B, а иногда и раннего A, называются голубыми гигантами . Иногда звезды A- и позднего B-типа называют белыми гигантами. [ почему? ]
Голубые гиганты представляют собой очень разнородную группу: от звезд с большой массой и высокой светимостью, только что покидающих главную последовательность, до маломассивных звезд с горизонтальной ветвью . Звезды с большей массой покидают главную последовательность и становятся голубыми гигантами, затем яркими голубыми гигантами, а затем голубыми сверхгигантами, прежде чем расшириться в красные сверхгиганты, хотя при самых высоких массах стадия гигантов настолько коротка и узка, что ее едва можно отличить от синий сверхгигант.
Звезды с меньшей массой и горящим гелием в ядре развиваются от красных гигантов вдоль горизонтальной ветви, а затем снова возвращаются к асимптотической ветви гигантов , и в зависимости от массы и металличности они могут стать голубыми гигантами. Считается, что некоторые звезды post-AGB , испытывающие поздний тепловой импульс , могут стать своеобразными [ нужны разъяснения ] голубыми гигантами.
Примеры:
