Jättestjärna

En jätte  är en typ av stjärna med stor radie och hög ljusstyrka [1] . Vanligtvis har jättestjärnor radier från 10 till 100 solradier och luminositeter från 10 till 1000 solar luminositeter . Ljusstyrkan för sådana stjärnor är större än för huvudsekvensstjärnor , men mindre än superjättarnas [2] [3] , och i Yerkes spektralklassificering har sådana stjärnor spektralklasserna II och III [4] .

Terminologi

Begreppet "jättestjärna" introducerades av den danske astronomen Einar Hertzsprung 1906, då han upptäckte att klass K- och M- stjärnor delas in i två klasser efter ljusstyrka: vissa är mycket ljusare än solen, medan andra är mycket svagare. Stjärnor av tidiga spektraltyper skiljer sig dock mycket mindre åt, och kan till och med vara omöjliga att särskilja [5] , och i sådana fall används spektralanalys [6] . Dessutom hänvisar termerna " vit dvärg " och " blå dvärg " inte alls till huvudsekvensstjärnor, så förvirring kan uppstå. Så till exempel kan huvudsekvensstjärnorna av tidiga spektraltyper kallas "vita jättar" [7] .

Utbildning och evolution

Efter huvudsekvenssteget, när stjärnan har förbrukat väte i kärnan, och en del av dess kompression, börjar heliumförbränningsreaktionen i den [4] . Stjärnans yttre skikt expanderar kraftigt, och även om ljusstyrkan ökar, minskar flödet genom stjärnans yta och den svalnar. Denna process, såväl som stjärnans vidare öde, beror på dess massa.

Stjärnor med låg massa

Stjärnor med den minsta massan, enligt olika uppskattningar, upp till 0,25-0,35 solmassor , kommer aldrig att bli jättar. Sådana stjärnor är helt konvektiva , och därför förbrukas väte jämnt och fortsätter att delta i reaktionen tills det är helt förbrukat. Modeller visar att stjärnan gradvis kommer att värmas upp och bli en blå dvärg , men heliumet i den kommer inte att antändas - temperaturen inuti den blir inte tillräckligt hög. Efter det kommer stjärnan att förvandlas till en vit dvärg , huvudsakligen bestående av helium . Det finns dock inga observationsdata som bekräftar detta: röda dvärgars livslängd kan nå 10 biljoner år, medan universums ålder är cirka 14 miljarder år [8] [9] .

Stjärnor med medelmassa

Om massan av en stjärna överskrider denna gräns är den inte längre helt konvektiv, och när stjärnan förbrukar allt väte som finns tillgängligt i dess kärna för termonukleära reaktioner , kommer dess kärna att börja krympa. Väte kommer att börja brinna ut inte längre i kärnan, utan runt den, på grund av vilket stjärnan kommer att börja expandera och svalna och öka ljusstyrkan något och bli en underjätte . Heliumkärnan kommer att öka och någon gång kommer dess massa att överskrida Schoenberg-Chandrasekhar-gränsen . Det kommer snabbt att krympa och eventuellt bli degenererat. Stjärnans yttre skikt kommer att expandera, och blandningen av materia kommer också att börja, eftersom den konvektiva zonen också kommer att öka. Så stjärnan kommer att bli en röd jätte [10] .

Om stjärnans massa inte överstiger ~0,4 solmassor, kommer heliumet i den inte att antändas, och när vätet tar slut kommer stjärnan att kasta sitt hölje och bli en heliumvit dvärg [11] .

Om stjärnans massa är större än ~0,4 solmassor så kommer temperaturen i kärnan någon gång att nå 10 8 K, en heliumblixt kommer att inträffa i kärnan och trippelalfaprocessen startar [10] . Trycket inuti stjärnan kommer att minska, därför kommer ljusstyrkan att minska, och stjärnan kommer att flytta från den röda jättegrenen till den horisontella grenen [12] .

Efter hand slutar även helium i kärnan och samtidigt samlas kol och syre. Om stjärnans massa är mindre än 8 solmassor, kommer kärnan av kol och syre att krympa, bli degenererad och heliumförbränning kommer att ske runt den. Liksom i fallet med degenerationen av heliumkärnan kommer blandningen av materia att börja, vilket kommer att medföra en ökning av stjärnans storlek och en ökning av ljusstyrkan. Detta stadium kallas den asymptotiska jättegrenen , där stjärnan bara är ungefär en miljon år gammal. Efter det kommer stjärnan att bli instabil, förlora sitt skal och lämna en kol-syre vit dvärg omgiven av en planetarisk nebulosa [10] .

Stjärnor med hög massa

I huvudsekvensstjärnor med stora massor (mer än 8 solmassor) kommer kol efter bildandet av en kol-syrekärna att börja brinna i termonukleära reaktioner [2] [10] . Dessutom, i sådana stjärnor, börjar heliumbränningsstadiet inte som ett resultat av en heliumblixt, utan gradvis.

I stjärnor med massor från 8 till 10-12 solmassor kan tyngre grundämnen därefter brinna ut, men järnsyntesen når inte. Deras utveckling i allmänhet visar sig vara densamma som för mindre massiva stjärnor: de går också igenom stadierna av röda jättar, den horisontella grenen och den asymptotiska jättegrenen och blir sedan vita dvärgar. De är mer lysande, och den vita dvärgen som finns kvar av dem består av syre, neon och magnesium. I sällsynta fall inträffar en supernovaexplosion [13] .

Stjärnor med en massa på mer än 10-12 solmassor har en mycket hög ljusstyrka, och vid dessa evolutionsstadier klassas de som superjättar, inte jättar. De syntetiserar sekventiellt allt tyngre grundämnen och når järn . Ytterligare syntes sker inte, eftersom det är energimässigt ogynnsamt, och en järnkärna bildas i stjärnan. Vid någon tidpunkt blir kärnan så tung att trycket inte längre kan bära upp stjärnans och sig själv vikt, och kollapsar och frigör en stor mängd energi. Detta observeras som en supernovaexplosion, och stjärnan förblir antingen en neutronstjärna eller ett svart hål [14] [15] .

Exempel

jättestjärnor:

• Alcyone (η Oxen), en blå-vit jätte av spektralklass B [16] , den ljusaste stjärnan i Plejadernas öppna klunga [17] .

• Thuban (α Draconis), en vit jätte i A-klassen [18] .

• σ Octanta , en gul-vit jätte F-klass [19] .

• Capella Aa , en gul jätte av klass G, en av komponenterna i Capella-systemet (α Aurigae) [20] .

• Pollux (β Gemini), en orange K-klass jätte [21] .

• Mira (ο Kita), en M-klass röd jätte [22] .
• Hamal (α Väduren), en orange K-klass jätte
• Sirius , (α Canis Major), klass A vit jätte

Anteckningar

1. ↑ Jätte stjärna, inlägg i Astronomy Encyclopedia , ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7 .
2. ↑ 1 2 superjätten Arkiverad 7 januari 2018 på Wayback Machine , inlägg i The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight , David Darling, på nätet. (engelska)  (åtkomstdatum: 8 december 2008)
3. ↑ hyperjätten Arkiverad 10 april 2020 på Wayback Machine , inlägg i The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight , David Darling, på nätet. (engelska)  (åtkomstdatum: 8 december 2008)
4. ↑ 1 2 jätte, inlägg i The Facts on File Dictionary of Astronomy , ed. John Daintith och William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5:e upplagan, 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. - P. 1696. - ISBN 978-0-7503-0310-1 .
6. ↑ Patrick Moore . Amatörastronomen. - Springer, 2006. - ISBN 978-1-85233-878-7 .
7. ↑ Jättestjärna, inlägg i Cambridge Dictionary of Astronomy , Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5 .
8. ↑ Adams, F.C.; P. Bodenheimer, G. Laughlin. M dvärgar: planetbildning och långsiktig evolution  (engelska)  // Astronomische Nachrichten  : journal. - Wiley-VCH , 2005. - Vol. 326 , nr. 10 . - P. 913-919 . - doi : 10.1002/asna.200510440 . - .
9. ↑ Sena evolutionsstadier för lågmassastjärnor Arkiverad 12 maj 2020 på Wayback Machine , Michael Richmond, noterar föreläsning, Physics 230, Rochester Institute of Technology . (engelska)  (Hämtad 8 december 2008) .
10. ↑ 1 2 3 4 Evolution of Stars and Stellar Populations , Maurizio Salaris och Santi Cassisi, Chichester, Storbritannien: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X .
11. ↑ Structure and Evolution of White Dwarfs , SO Kepler och P.A. Bradley, Baltic Astronomy 4 , s. 166-220.
12. ↑ Jättar och postjättar arkiverade 20 juli 2011. , klassanteckningar, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University .
13. ↑ Eldridge, JJ; Tout, CA Utforska divisionerna och överlappningen mellan AGB och super-AGB stjärnor och supernovor  //  Memorie della Società Astronomica Italiana: journal. - 2004. - Vol. 75 . — S. 694 . - . - arXiv : astro-ph/0409583 .
14. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. Allmän kurs i astronomi. — 2:a, rättad. - URSS, 2004. - S. 413. - 544 sid. — ISBN 5-354-00866-2 .
15. ↑ Bränning av C och O i de sena stadierna av evolutionen . Astronet . Hämtad 5 april 2020. Arkiverad från originalet 29 mars 2020. (obestämd)
16. ↑ Alcyone  . _ är stjärnans egenskaper i SIMBAD-databasen . Hämtad 9 december 2008. Arkiverad från originalet 22 mars 2012.
17. ↑ Jim Kahler. Alcyone (engelska) . - beskrivning av stjärnan på webbplatsen för professor Jim Kahler. Hämtad 9 december 2008. Arkiverad från originalet 22 mars 2012.  
18. ↑ Thuban  . _ är stjärnans egenskaper i SIMBAD-databasen . Hämtad 9 december 2008. Arkiverad från originalet 22 mars 2012.
19. ↑ Sigma Octantis . är stjärnans egenskaper i SIMBAD-databasen . Hämtad 9 december 2008. Arkiverad från originalet 22 mars 2012.  
20. ↑ α Aurigae A. är stjärnans egenskaper i SIMBAD-databasen . Hämtad 9 december 2008. Arkiverad från originalet 22 mars 2012.  
21. ↑ Pollux . _ är stjärnans egenskaper i SIMBAD-databasen . Hämtad 9 december 2008. Arkiverad från originalet 22 mars 2012.  
22. ↑ Mira . _ är stjärnans egenskaper i SIMBAD-databasen . Hämtad 9 december 2008. Arkiverad från originalet 22 mars 2012.  

Länkar

• Abt, Helmut A. (1957). "Linjebreddning i stjärnor med hög ljusstyrka. I. Bright Giants” . Astrofysisk tidskrift . 126 : 503. Bibcode : 1957ApJ...126..503A . DOI : 10.1086/146423 .

Ordböcker och uppslagsverk	Britannica (online)
I bibliografiska kataloger BNF : 13325484p GND : 4178136-3 J9U : 987007535067805171 LCCN : sh2003001064 NDL : 00575862 NKC : ph217741 SUDOC : 035625627