Azərbaycanca AzərbaycancaБеларускі БеларускіDansk DanskDeutsch DeutschEspañola EspañolaFrançais FrançaisIndonesia IndonesiaItaliana Italiana日本語 日本語Қазақ ҚазақLietuvos LietuvosNederlands NederlandsPortuguês PortuguêsРусский Русскийසිංහල සිංහලแบบไทย แบบไทยTürkçe TürkçeУкраїнська Українська中國人 中國人United State United StateAfrikaans Afrikaans
Підтримка
www.wikidata.uk-ua.nina.az

Діаграма Герцшпрунга Рассела Спектральний клас Коричневі карлики Білі карлики Червоні карлики Субкарлики Головна послідо

Гігант (зоря)

Гігант (зоря)

Гігант (в астрономії) — зоря невеликої чи середньої маси (<10M☉) з гарячим компактним та протяжною оболонкою. Здебільшого, температури поверхневих шарів гігантів порівняно низькі (<15 000К), але завдяки великому радіусу поверхня випромінювання такої зорі значно більша, ніж у зір головної послідовності. Це забезпечує набагато вищу світність гігантів, що сягає 103—105 L☉. Загалом, гіганти належать до III-го та II-го (яскраві гіганти) (класу світності) й на діаграмі Герцшпрунга—Рассела розташовані вище головної послідовності.

Еволюційний статус гігантів

У процесі своєї еволюції зоря перебуває в області гігантів двічі[].

Еволюція до головної послідовності

Першого разу це відбувається на стадії протозорі, коли в її ядрі ще не почалися термоядерні реакції водневого циклу. Час перебування зір із масою близько 0,5M☉ на стадії червоного гіганта під час їх ранньої еволюції становить приблизно 108 років, у той час як для масивніших молодих зір з масами дещо меншими 10M☉ ця стадія може тривати всього кілька тисяч років.

Еволюція після головної послідовності

image
Діаграма Герцшпрунга-Рассела показує класифікацію зір відносно їхньої абсолютної зоряної величини, світності та температури поверхневих шарів.

Наступного разу зоря потрапляє до області гігантів після майже повного «спалювання» водню в її ядрі.

Зоря з масою меншою за 0,2 M☉ ніколи не досягне стадії гіганта, оскільки її внутрішні шари зазнають перемішування внаслідок конвекції. В результаті продукти горіння водню (здебільшого гелій) перемішуються з повністю іонізованими атомами водню (протонами) й термоядерні реакції не припиняються, маючи постійне постачання сировини (водню) для горіння. Таким чином вона може спалювати водень в своїх надрах протягом 1013 років, що перевищує вік Всесвіту. Згодом така зоря розвине умови для в її ядрі, а водень буде продовжувати горіти в оболонці, у тонкому шарі навколо ядра зорі. Після того як запаси водню зорі буде вичерпано повністю вона перетвориться на гелієвий білий карлик.

У масивніших зір (M*>0.5M☉) після спалювання водню гелієве ядро почне стикатися. Енергія гравітаційного стиснення збільшує температуру ядра, а зменшення його розмірів спричиняє зростання його густини та тиску. У той же час у тонкому шарі навколо гелієвого ядра швидкість реакцій горіння водню зростає (внаслідок збільшення температури та густини) й відповідно зростає енерговиділення. Оболонка зорі починає розширюватися під потужним тиском випромінювання й поступово стає конвективною. Відповідно, зоря зростає у розмірах майже не змінюючи своєї світності, тому її зовнішні шари будуть охолоджуватись (стадія субгіганта). Із часом потік енергії від горіння водню в оболонці досягне поверхні зорі та її світність почне зростати. Ефективна температура зорі залишається майже незмінною, а радіус зростає, й зоря виходить на стадію гіганта, § 5.9.. Однак гелієве ядро зорі продовжує стискатися й згодом там виникнуть умови для термоядерного горіння гелію.

У зір головної послідовності з масою 0,25 M☉<M*<0.5 M☉ в процесі її подальшої еволюції умови запалювання гелію в ядрі не виникають. Тому вона вийде на стадію гіганта за рахунок інтенсивного виділення енергії внаслідок термоядерних реакцій горіння водню в оболонці навколо гелієвого ядра. Перебуваючи на стадії гіганта така зоря втратить значну частину своєї маси через видування в навколишній простір її зовнішніх шарів. Після чого її ядро оголиться й зовнішній спостерігач бачитиме гелієвий білий карлик, § 4.1, 6.1..

Структура

image
Внутрішня структура зорі, подібної до Сонця (ліворуч), та червоного гіганта (праворуч). Зображення з ESO.

Фізичні властивості поверхневих шарів

Втрата маси

Деякі гіганти показують ознаки зі швидкістю, яка може сягати 10-6 M☉ на рік. Причиною цього явища може бути тиск випромінювання (зоряний вітер), пульсації зорі або ударні хвилі в її короні.

Якщо швидкість втрати маси гігантом є досить великою, то , що викидаються з його поверхні у міжзоряний простір, можуть повністю екранувати випромінювання від зорі у видимому діапазоні. Тому такі об'єкти можна спостерігати лише в інфрачервоному діапазоні.

Спектральна класифікація гігантів

Класифікація гігантів, як і інших зір, здійснюється на основі аналізу їх спектрів. Маючи спектр певної зорі, який за своєю сутністю подає розподіл потоку випромінювання за довжиною хвилі, можна скористатися законом Віна для приблизної оцінки ефективної температури поверхневих шарів цієї зорі.

Залежно від температури виділяють[]:

Приклади гігантів

Спостережувана змінність

Підкласи гігантів

Джерела

  1. David F. Gray "The observations and analysis of Stellar Photospheres", Cambridge University Press 2005
  2. Фізика космоса, маленька енциклопедія, Москва 1986
  3. The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp. 420–432. Bibcode: 1997ApJ...482..420L. DOI:10.1086/304125.
  4. Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. .
  5. Structure and Evolution of White Dwarfs [ 24 січня 2008 у Wayback Machine.], S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.

Вікіпедія, Українська, Україна, книга, книги, бібліотека, стаття, читати, завантажити, безкоштовно, безкоштовно завантажити, mp3, відео, mp4, 3gp, jpg, jpeg, gif, png, малюнок, музика, пісня, фільм, книга, гра, ігри, мобільний, телефон, android, ios, apple, мобільний телефон, samsung, iphone, xiomi, xiaomi, redmi, honor, oppo, nokia, sonya, mi, ПК, web, Інтернет

Diagrama Gercshprunga Rassela Spektralnij klas Korichnevi karliki Bili karliki Chervoni karliki Subkarliki Golovna poslidovnist karliki Subgiganti Giganti Yaskravi giganti Nadgiganti Gipergiganti Absolyutna zoryana velichina MV Gigant v astronomiyi zorya nevelikoyi chi serednoyi masi lt 10M z garyachim kompaktnim ta protyazhnoyu obolonkoyu Zdebilshogo temperaturi poverhnevih shariv gigantiv porivnyano nizki lt 15 000K ale zavdyaki velikomu radiusu poverhnya viprominyuvannya takoyi zori znachno bilsha nizh u zir golovnoyi poslidovnosti Ce zabezpechuye nabagato vishu svitnist gigantiv sho syagaye 103 105 L Zagalom giganti nalezhat do III go ta II go yaskravi giganti klasu svitnosti j na diagrami Gercshprunga Rassela roztashovani vishe golovnoyi poslidovnosti Evolyucijnij status gigantivU procesi svoyeyi evolyuciyi zorya perebuvaye v oblasti gigantiv dvichi dzherelo Evolyuciya do golovnoyi poslidovnosti Pershogo razu ce vidbuvayetsya na stadiyi protozori koli v yiyi yadri she ne pochalisya termoyaderni reakciyi vodnevogo ciklu Chas perebuvannya zir iz masoyu blizko 0 5M na stadiyi chervonogo giganta pid chas yih rannoyi evolyuciyi stanovit priblizno 108 rokiv u toj chas yak dlya masivnishih molodih zir z masami desho menshimi 10M cya stadiya mozhe trivati vsogo kilka tisyach rokiv Evolyuciya pislya golovnoyi poslidovnosti Diagrama Gercshprunga Rassela pokazuye klasifikaciyu zir vidnosno yihnoyi absolyutnoyi zoryanoyi velichini svitnosti ta temperaturi poverhnevih shariv Nastupnogo razu zorya potraplyaye do oblasti gigantiv pislya majzhe povnogo spalyuvannya vodnyu v yiyi yadri Zorya z masoyu menshoyu za 0 2 M nikoli ne dosyagne stadiyi giganta oskilki yiyi vnutrishni shari zaznayut peremishuvannya vnaslidok konvekciyi V rezultati produkti gorinnya vodnyu zdebilshogo gelij peremishuyutsya z povnistyu ionizovanimi atomami vodnyu protonami j termoyaderni reakciyi ne pripinyayutsya mayuchi postijne postachannya sirovini vodnyu dlya gorinnya Takim chinom vona mozhe spalyuvati voden v svoyih nadrah protyagom 1013 rokiv sho perevishuye vik Vsesvitu Zgodom taka zorya rozvine umovi dlya v yiyi yadri a voden bude prodovzhuvati goriti v obolonci u tonkomu shari navkolo yadra zori Pislya togo yak zapasi vodnyu zori bude vicherpano povnistyu vona peretvoritsya na geliyevij bilij karlik U masivnishih zir M gt 0 5M pislya spalyuvannya vodnyu geliyeve yadro pochne stikatisya Energiya gravitacijnogo stisnennya zbilshuye temperaturu yadra a zmenshennya jogo rozmiriv sprichinyaye zrostannya jogo gustini ta tisku U toj zhe chas u tonkomu shari navkolo geliyevogo yadra shvidkist reakcij gorinnya vodnyu zrostaye vnaslidok zbilshennya temperaturi ta gustini j vidpovidno zrostaye energovidilennya Obolonka zori pochinaye rozshiryuvatisya pid potuzhnim tiskom viprominyuvannya j postupovo staye konvektivnoyu Vidpovidno zorya zrostaye u rozmirah majzhe ne zminyuyuchi svoyeyi svitnosti tomu yiyi zovnishni shari budut oholodzhuvatis stadiya subgiganta Iz chasom potik energiyi vid gorinnya vodnyu v obolonci dosyagne poverhni zori ta yiyi svitnist pochne zrostati Efektivna temperatura zori zalishayetsya majzhe nezminnoyu a radius zrostaye j zorya vihodit na stadiyu giganta 5 9 Odnak geliyeve yadro zori prodovzhuye stiskatisya j zgodom tam viniknut umovi dlya termoyadernogo gorinnya geliyu U zir golovnoyi poslidovnosti z masoyu 0 25 M lt M lt 0 5 M v procesi yiyi podalshoyi evolyuciyi umovi zapalyuvannya geliyu v yadri ne vinikayut Tomu vona vijde na stadiyu giganta za rahunok intensivnogo vidilennya energiyi vnaslidok termoyadernih reakcij gorinnya vodnyu v obolonci navkolo geliyevogo yadra Perebuvayuchi na stadiyi giganta taka zorya vtratit znachnu chastinu svoyeyi masi cherez viduvannya v navkolishnij prostir yiyi zovnishnih shariv Pislya chogo yiyi yadro ogolitsya j zovnishnij sposterigach bachitime geliyevij bilij karlik 4 1 6 1 StrukturaVnutrishnya struktura zori podibnoyi do Soncya livoruch ta chervonogo giganta pravoruch Zobrazhennya z ESO Fizichni vlastivosti poverhnevih shariv Vtrata masi Deyaki giganti pokazuyut oznaki zi shvidkistyu yaka mozhe syagati 10 6 M na rik Prichinoyu cogo yavisha mozhe buti tisk viprominyuvannya zoryanij viter pulsaciyi zori abo udarni hvili v yiyi koroni Yaksho shvidkist vtrati masi gigantom ye dosit velikoyu to sho vikidayutsya z jogo poverhni u mizhzoryanij prostir mozhut povnistyu ekranuvati viprominyuvannya vid zori u vidimomu diapazoni Tomu taki ob yekti mozhna sposterigati lishe v infrachervonomu diapazoni Spektralna klasifikaciya gigantivKlasifikaciya gigantiv yak i inshih zir zdijsnyuyetsya na osnovi analizu yih spektriv Mayuchi spektr pevnoyi zori yakij za svoyeyu sutnistyu podaye rozpodil potoku viprominyuvannya za dovzhinoyu hvili mozhna skoristatisya zakonom Vina dlya pribliznoyi ocinki efektivnoyi temperaturi poverhnevih shariv ciyeyi zori Zalezhno vid temperaturi vidilyayut dzherelo blakitni giganti z Teff v mezhah vid 15 000 K do 11 000 K do yakih nalezhat zori spektralnogo klasu B bili giganti z Teff v mezhah vid 7500 K do 6100 K do yakih nalezhat zori spektralnogo klasu F ta chastkovo A zhovti giganti z Teff v mezhah vid 6000 K do 5400 K do yakih nalezhat zori spektralnogo klasu G chervoni giganti z Teff v mezhah vid 5300 K do 3800 K kudi nalezhat zori spektralnogo klasu K yaki she nazivayut pomaranchevimi gigantami ta M Prikladi gigantiv Giganti klasu O Lyambda Oriona Giganti klasu B Alciona 20 Telcya Dzeta Oriona Giganti klasu A HD110066 Giganti klasu F HD115604 HD110951 Giganti klasu G Kapella Omikron Drakona HD 175306 Giganti klasu K Aldebaran Dubge A Polluks Giganti klasu M Beta PegasaSposterezhuvana zminnistMiridi Cefeyidi Zminni tipu RR LiriPidklasi gigantivAsimptotichne vidgaluzhennya gigantivDzherelaDavid F Gray The observations and analysis of Stellar Photospheres Cambridge University Press 2005 Fizika kosmosa malenka enciklopediya Moskva 1986 The End of the Main Sequence Gregory Laughlin Peter Bodenheimer and Fred C Adams The Astrophysical Journal 482 June 10 1997 pp 420 432 Bibcode 1997ApJ 482 420L DOI 10 1086 304125 Evolution of Stars and Stellar Populations Maurizio Salaris and Santi Cassisi Chichester UK John Wiley amp Sons Ltd 2005 ISBN 0 470 09219 X Structure and Evolution of White Dwarfs 24 sichnya 2008 u Wayback Machine S O Kepler and P A Bradley Baltic Astronomy 4 pp 166 220

Дата публікації:
Топ