Звезда-гигант

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

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Спектральный класс

Коричневые карлики

Белые карлики

Красные карлики

Субкарлики

Главная последовательность (карлики)

Субгиганты

Гиганты

Яркие гиганты

Сверхгиганты

Гипергиганты

Абсолютная

звёздная

величина

(M_V)

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, не станет звездой-гигантом. Это происходит потому, что вещество внутри таких звёзд сильно смешано путём конвекции, и поэтому водород продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходует всю массу звезды, в этой точке она становится белым карликом, состоящим преимущественно из гелия. Это истощение звёздного вещества, тем не менее, по прогнозам может занять времени значительно больше, чем прошло до сегодняшнего дня с момента образования Вселенной^[6].

Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта. Снимок Европейской южной обсерватории.

Если звезда является более массивной, чем этот нижний предел, то когда она потребит весь водород, доступный в ядре для реакции, ядро начнёт сжиматься. Теперь водород реагирует с гелием в оболочке вокруг богатого гелием ядра и часть звезды за пределами оболочки расширяется и охлаждается. В этом месте 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 увеличатся. Ядро продолжит сжиматься, повышая свою температуру^{[7], § 5.9.}.

Если масса звезды, когда она лежит на главной последовательности, была ниже примерно 0,5 солнечных масс, считается, что она никогда не достигнет центральных температур, необходимых для синтеза гелия^{[8], стр. 169.}. Поэтому она будет оставаться красным гигантом с синтезом водорода, пока не начнёт превращаться в гелиевый белый карлик^{[7], § 4.1, 6.1.}. В противном случае, когда температура 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 красного гиганта на диаграмме^[9]. Её последующая эволюция будет зависеть от массы. Если масса не очень велика, то звезда будет расположена на горизонтальном отрезке диаграммы Герцшпрунга-Рассела, или же местоположение звезды может меняться по петле^{[7], chapter 6.}. Если звезда не тяжелее примерно 8 солнечных масс, то в итоге она исчерпает весь гелий в ядре и в реакцию вступит гелий в оболочке вокруг ядра звезды. Тогда светимость снова увеличится и станет как у гиганта на асимптоматическом отрезке диаграммы, звезда поднимется по асимптоматической 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 в итоге в реакцию вступит углерод (около 8 солнечных масс)^{[7], p. 189}. Светимость этих звёзд значительно не увеличится после их ухода с главной последовательности, 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 для последующего образования 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].

• Тубан (α Дракона), белый гигант класса A^[13].

• σ Октанта, жёлто-белый гигант класса F^[14].

• 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

• Голубой гигант
• Гипергигант
• Красный гигант
• Сверхгигант
• Яркий гигант

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.)  (Проверено 8 декабря 2008)
3. ↑ hypergiant, entry in The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight, David Darling, on line.  (англ.)  (Проверено 8 декабря 2008)
4. ↑ Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
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.
6. ↑ Late stages of evolution for low-mass stars, Michael Richmond, lecture notes, Physics 230, Rochester Institute of Technology.  (англ.)  (Проверено 8 декабря 2008).
7. ↑ ^{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.
8. ↑ Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166—220.
9. ↑ Giants and Post-Giants, class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.
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. Архивировано из первоисточника 22 марта 2012. Проверено 9 декабря 2008.
12. ↑ Джим Калер. Alcyone  (англ.). — описание звезды на сайте профессора Джима Калера. Архивировано из первоисточника 22 марта 2012. Проверено 9 декабря 2008.
13. ↑ Thuban  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Архивировано из первоисточника 22 марта 2012. Проверено 9 декабря 2008.
14. ↑ Sigma Octantis  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Архивировано из первоисточника 22 марта 2012. Проверено 9 декабря 2008.
15. ↑ α Aurigae A  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Архивировано из первоисточника 22 марта 2012. Проверено 9 декабря 2008.
16. ↑ Pollux  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Архивировано из первоисточника 22 марта 2012. Проверено 9 декабря 2008.
17. ↑ Mira  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Архивировано из первоисточника 22 марта 2012. Проверено 9 декабря 2008.