Kæmpe stjerne

En kæmpe  er en type stjerne med en stor radius og høj lysstyrke [1] . Normalt har kæmpestjerner radius fra 10 til 100 solradier og lysstyrker fra 10 til 1000 solar luminositeter . Lysstyrken af ​​sådanne stjerner er større end for hovedsekvensstjerner , men mindre end supergiganters [2] [3] , og i Yerkes-spektralklassifikationen har sådanne stjerner spektralklasserne II og III [4] .

Terminologi

Udtrykket "gigantisk stjerne" blev introduceret af den danske astronom Einar Hertzsprung i 1906, da han opdagede, at klasse K- og M- stjerner er opdelt i to klasser efter lysstyrke: Nogle er meget lysere end Solen, mens andre er meget svagere. Stjerner af tidlige spektraltyper adskiller sig dog meget mindre og kan endda være umulige at skelne [5] , og i sådanne tilfælde bruges spektralanalyse [6] . Derudover refererer udtrykkene " hvid dværg " og " blå dværg " slet ikke til hovedsekvensstjerner, så forvirring kan opstå. Så for eksempel kan hovedsekvensstjernerne af tidlige spektraltyper kaldes "hvide kæmper" [7] .

Uddannelse og evolution

Efter hovedsekvensstadiet, når stjernen har brugt brint i kernen, og noget af dens kompression, begynder heliumbrændingsreaktionen i den [4] . Stjernens ydre lag udvider sig meget, og selvom lysstyrken stiger, falder strømmen gennem stjernens overflade, og den afkøles. Denne proces, såvel som stjernens videre skæbne, afhænger af dens masse.

Stjerner med lav masse

Stjerner med den mindste masse, ifølge forskellige skøn, op til 0,25-0,35 solmasser , vil aldrig blive kæmper. Sådanne stjerner er fuldstændig konvektiv , og derfor forbruges brint jævnt og fortsætter med at deltage i reaktionen, indtil det er fuldstændigt forbrugt. Modeller viser, at stjernen gradvist vil varme op og blive en blå dværg , men heliumet i den vil ikke antændes - temperaturen inde i den bliver ikke høj nok. Derefter vil stjernen blive til en hvid dværg , der hovedsageligt består af helium . Der er dog ingen observationsdata, der bekræfter dette: Røde dværges levetid kan nå op på 10 billioner år, mens universets alder er omkring 14 milliarder år [8] [9] .

Stjerner med en gennemsnitlig masse

Hvis massen af ​​en stjerne overskrider denne grænse, er den ikke længere fuldt konvektiv, og når stjernen forbruger al den tilgængelige brint i sin kerne til termonukleare reaktioner , vil dens kerne begynde at skrumpe. Brint vil ikke længere begynde at brænde ud i kernen, men omkring det, på grund af hvilket stjernen vil begynde at udvide sig og afkøle og øge lysstyrken lidt og blive en subgigant . Heliumkernen vil stige, og på et tidspunkt vil dens masse overstige Schoenberg-Chandrasekhar-grænsen . Det vil hurtigt skrumpe, og muligvis blive degenereret. De ydre lag af stjernen vil udvide sig, og blandingen af ​​stof vil også begynde, da konvektionszonen også vil øges. Så stjernen bliver en rød kæmpe [10] .

Hvis stjernens masse ikke overstiger ~0,4 solmasser, så vil heliumet i den ikke antændes, og når brinten løber tør, vil stjernen kaste sin hylster og blive en heliumhvid dværg [11] .

Hvis stjernens masse er større end ~0,4 solmasser, så vil temperaturen i kernen på et tidspunkt nå op på 10 8 K, der vil opstå et helium-flash i kernen og den tredobbelte alfa-proces starter [10] . Trykket inde i stjernen vil falde, derfor vil lysstyrken falde, og stjernen vil bevæge sig fra den røde kæmpegren til den vandrette gren [12] .

Efterhånden ender helium også i kernen, og samtidig ophobes kulstof og ilt. Hvis stjernens masse er mindre end 8 solmasser, så vil kernen af ​​kulstof og ilt krympe, blive degenereret, og der vil opstå heliumforbrænding omkring den. Som i tilfældet med degenerationen af ​​heliumkernen vil blandingen af ​​stof begynde, hvilket vil medføre en stigning i stjernens størrelse og en stigning i lysstyrken. Dette stadie kaldes den asymptotiske kæmpegren , hvor stjernen kun er omkring en million år gammel. Herefter vil stjernen blive ustabil, miste sin skal og efterlade en kulstof-ilt hvid dværg omgivet af en planetarisk tåge [10] .

Stjerner med høj masse

I hovedsekvensstjerner med store masser (mere end 8 solmasser) vil kulstof efter dannelsen af ​​en kulstof-iltkerne begynde at brænde i termonukleare reaktioner [2] [10] . Derudover begynder heliumbrændingsstadiet i sådanne stjerner ikke som et resultat af en heliumflash, men gradvist.

I stjerner med masser fra 8 til 10-12 solmasser kan tungere grundstoffer efterfølgende brænde ud, men jernsyntesen når ikke. Deres udvikling viser sig generelt at være den samme som for mindre massive stjerner: de går også gennem stadierne af røde kæmper, den vandrette gren og den asymptotiske kæmpegren og bliver derefter til hvide dværge. De er mere lysende, og den hvide dværg, der er tilbage af dem, består af ilt, neon og magnesium. I sjældne tilfælde sker der en supernovaeksplosion [13] .

Stjerner med en masse på mere end 10-12 solmasser har en meget høj lysstyrke, og på disse stadier af udviklingen er de klassificeret som supergiganter, ikke kæmper. De syntetiserer sekventielt stadigt tungere elementer og når jern . Yderligere syntese forekommer ikke, da det er energetisk ugunstigt, og der dannes en jernkerne i stjernen. På et tidspunkt bliver kernen så tung, at trykket ikke længere kan bære vægten af ​​stjernen og sig selv, og kollapser og frigiver en stor mængde energi. Dette observeres som en supernovaeksplosion, og stjernen forbliver enten en neutronstjerne eller et sort hul [14] [15] .

Eksempler

kæmpe stjerner:

• Alcyone (η Taurus), en blå-hvid kæmpe af spektralklasse B [16] , den klareste stjerne i Plejadernes åbne hob [17] .

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

• σ Octanta , en gul-hvid F-klasse kæmpe [19] .

• Capella Aa , en klasse G gul kæmpe, en af ​​komponenterne i Capella (α Aurigae) systemet [20] .

• Pollux (β Gemini), en orange K-klasse kæmpe [21] .

• Mira (ο Kita), en M-klasse rød kæmpe [22] .
• Hamal (α Vædderen), en orange K-klasse kæmpe
• Sirius , (α Canis Major), klasse A hvid kæmpe

Noter

1. ↑ Kæmpestjerne, indslag i Astronomy Encyclopedia , red. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7 .
2. ↑ 1 2 supergigant Arkiveret 7. januar 2018 på Wayback Machine , indslag i The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight , David Darling, online. (engelsk)  (dato for adgang: 8. december 2008)
3. ↑ hypergigant Arkiveret 10. april 2020 på Wayback Machine , indslag i The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight , David Darling, online. (engelsk)  (dato for adgang: 8. december 2008)
4. ↑ 1 2 kæmpe, indslag i The Facts on File Dictionary of Astronomy , red. John Daintith og William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5. udgave, 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. - S. 1696. - ISBN 978-0-7503-0310-1 .
6. ↑ Patrick Moore . Amatørastronomen. - Springer, 2006. - ISBN 978-1-85233-878-7 .
7. ↑ Kæmpestjerne, indslag 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 dværge: planetdannelse og langsigtet evolution  (engelsk)  // Astronomische Nachrichten  : tidsskrift. - Wiley-VCH , 2005. - Vol. 326 , nr. 10 . - S. 913-919 . - doi : 10.1002/asna.200510440 . - .
9. ↑ Seneste udviklingsstadier for lavmassestjerner Arkiveret 12. maj 2020 på Wayback Machine , Michael Richmond, noterer foredrag, Physics 230, Rochester Institute of Technology . (Engelsk)  (Hentet 8. december 2008) .
10. ↑ 1 2 3 4 Evolution of Stars and Stellar Populations , Maurizio Salaris og Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X .
11. ↑ Structure and Evolution of White Dwarfs , SO Kepler og P.A. Bradley, Baltic Astronomy 4 , s. 166-220.
12. ↑ Giants og Post-Giants Arkiveret 20. juli 2011. , klassenoter, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University .
13. ↑ Eldridge, JJ; Tout, CA Udforsker opdelingen og overlapningen mellem AGB- og super-AGB-stjerner og supernovaer  //  Memorie della Società Astronomica Italiana: tidsskrift. - 2004. - Bd. 75 . — S. 694 . - . - arXiv : astro-ph/0409583 .
14. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. Generelt astronomikursus. — 2., rettet. - URSS, 2004. - S. 413. - 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
15. ↑ Afbrænding af C og O i de sene stadier af evolutionen . Astronet . Hentet 5. april 2020. Arkiveret fra originalen 29. marts 2020. (ubestemt)
16. ↑ Alcyone  . _ er stjernens karakteristika i SIMBAD-databasen . Hentet 9. december 2008. Arkiveret fra originalen 22. marts 2012.
17. ↑ Jim Kahler. Alcyone (engelsk) . - beskrivelse af stjernen på professor Jim Kahlers hjemmeside. Hentet 9. december 2008. Arkiveret fra originalen 22. marts 2012.  
18. ↑ Thuban  . _ er stjernens karakteristika i SIMBAD-databasen . Hentet 9. december 2008. Arkiveret fra originalen 22. marts 2012.
19. ↑ Sigma Octantis . er stjernens karakteristika i SIMBAD-databasen . Hentet 9. december 2008. Arkiveret fra originalen 22. marts 2012.  
20. ↑ α Aurigae A. er stjernens karakteristika i SIMBAD-databasen . Hentet 9. december 2008. Arkiveret fra originalen 22. marts 2012.  
21. ↑ Pollux . _ er stjernens karakteristika i SIMBAD-databasen . Hentet 9. december 2008. Arkiveret fra originalen 22. marts 2012.  
22. ↑ Mira . _ er stjernens karakteristika i SIMBAD-databasen . Hentet 9. december 2008. Arkiveret fra originalen 22. marts 2012.  

Links

• Abt, Helmut A. (1957). "Linjeudvidelse i højlysende stjerner. I. Bright Giants” . Astrofysisk tidsskrift . 126 : 503. Bibcode : 1957ApJ...126..503A . DOI : 10.1086/146423 .

Ordbøger og encyklopædier	Britannica (online)
I bibliografiske kataloger BNF : 13325484p GND : 4178136-3 J9U : 987007535067805171 LCCN : sh2003001064 NDL : 00575862 NKC : ph217741 SUDOC : 035625627