Гига́нт — тип звёзд со значительно бо́льшим радиусом и высокой светимостью, чем у звёзд главной последовательности, имеющих такую же температуру поверхности[1]. Обычно звёзды-гиганты имеют радиусы от 10 до 100 солнечных радиусов и светимости от 10 до 1000 светимостей Солнца. Звёзды со светимостью большей, чем у гигантов, называются сверхгиганты и гипергиганты[2][3]. Горячие и яркие звёзды главной последовательности также могут быть отнесены к белым гигантам[4]. Помимо этого, из-за своего большого радиуса и высокой светимости, гиганты лежат выше главной последовательности (V класс светимости в Йеркской спектральной классификации) на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и соответствует классам светимости II и III[5].
Образование
Звезда становится гигантом после того, как весь водород, доступный для реакции в ядре звезды, был использован, и, как следствие, звезда оставила главную последовательность[5]. 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[6].
.jpg)
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[7], § 5.9..
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» гелия[8], стр. 169.. Поэтому такая звезда и далее будет красным гигантом с термоядерным «горением» водорода, пока не начнёт превращаться в гелиевый белый карлик[7], § 4.1, 6.1.. В противной ситуации, когда температура звездного ядра достигает примерно 108 K, гелий вступает в термоядерную реакцию с углеродом и кислородом в ядре[7],§ 5.9, chapter 6.. 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[9]. 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[7], chapter 6.. 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[7], § 7.1-7.4..
У звёзд главной последовательности с большими массами (около 8 солнечных масс)[7], 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[7], § 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].
- Капелла Aa, жёлтый гигант класса G, один из компонентов системы Капеллы (α Возничего)[15].
См. также
Примечания
- ↑ Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
- 1 2 supergiant, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line. (англ.) (Проверено 8 декабря 2008)
- ↑ hypergiant, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line. (англ.) (Проверено 8 декабря 2008)
- ↑ Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
- 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.
- ↑ Late stages of evolution for low-mass stars, Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology. (англ.) (Проверено 8 декабря 2008).
- 1 2 3 4 5 6 7 Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
- ↑ Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166—220.
- ↑ Giants and Post-Giants Архивировано 20 июля 2011 года., class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.
- ↑ 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.
- ↑ Alcyone (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Проверено 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
- ↑ Джим Калер. Alcyone (англ.). — описание звезды на сайте профессора Джима Калера. Проверено 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
- ↑ Thuban (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Проверено 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
- ↑ Sigma Octantis (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Проверено 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
- ↑ α Aurigae A (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Проверено 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
- ↑ Pollux (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Проверено 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
- ↑ Mira (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Проверено 9 декабря 2008. Архивировано 22 марта 2012 года.
 | |||||||||
|---|---|---|---|---|---|---|---|---|---|
| Эволюция |
| ||||||||
| Протозвёзды | |||||||||
| Типы | |||||||||
| Останки |
| ||||||||
| «Недозвёзды» | |||||||||
| Строение | |||||||||
| Нуклеосинтез |
| ||||||||
| Свойства | |||||||||
| Списки | |||||||||
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .