Дивовска звезда

С Википедије, слободне енциклопедије

Дивовска звезда је звезда са знатно већим радиусом и луминозношћу од оних у главном низу (или патуљастих) звезда исте површинске топлоте.[1] Оне леже изнад главног низа (класа луминозности V у Јерксовој спектралној класификацији[2][3][4]) на Херцшпрунг—Раселовом дијаграму и одговарају класама луминозности II и III.[5] Ејнар Херцшпрунг је 1905. године формулисао појмове див и патуљак за звезде сасвим различите луминозности упркос сличних температура или спектралних типова.[6]

Дивовске звезде имају радијусе који су до неколико стотина пута вићи од Сунчевог и луминозност између 10 и неколико хиљада пута већу од Сунца. Звезде које су још светлије од дивова називају се супердивови и хипердивови. Врела, блистава звезда главног низа такође може бити названа див, мада се свака звезда главног низа исправно назива патуљак, без обзира колико је велика и блистава.[7]

Формирање[уреди | уреди извор]

Унутрашња структура звезде сличне Сунцу и црвеног дива. ЕСО имиџ.

Звезда постаје див након што је сав водоник доступан за фузију у њеном језгру потрошен и, као резултат тога, напушта главни низ.[5] Понашање звезде пост-главне секвенце у великој мери зависи од њене масе.

Звезде средњих маса[уреди | уреди извор]

За звезду са масом изнад око 0,25 соларних маса (M☉), када се из језгра исцрпи водоник, оно се контрахује и загрева тако да водоник почиње да се стапа у љусци око језгра. Део звезде изван љуске се шири и хлади, али са само малим повећањем луминозности, и звезда постаје субдивовска. Језгро инертног хелијума наставља да расте и повећава температуру док нагомилава хелијум из љуске, али у звездама до око 10-12 M☉ не постаје довољно вруће да започне сагоревање хелијума (звезде веће масе су супердивови и еволуирају различито). Уместо тога, након само неколико милиона година језгро достиже границу Шенберга–Чандрасекара, брзо колапсира и може постати дегенерисано. Ово узрокује да се спољни слојеви још више прошире, и генерише се јака конвективна зона која доводи тешке елементе на површину у процесу који се назива прво ископавање. Ова јака конвекција такође повећава пренос енергије на површину, луминозност се драматично повећава, а звезда се помера на грану црвеног дива где ће стабилно сагоревати водоник у љусци током значајног дела свог живота (око 10% за звезду налик Сунцу). Језгро наставља да добија масу, да се контрахује и повећава температуру, док у спољним слојевима долази до губитка масе.[8], § 5.9.

Ако је маса звезде, када је у главној секвенци, била испод приближно 0,4 M☉, никада неће достићи централне температуре потребне за фузију хелијума.[9]‍:п. 169. Она ће стога остати црвени див који фузионише водоник док не понестане водоника, када ће постати хелијумски бели патуљак.[8]‍:§ 4.1, 6.1. Према теорији еволуције звезда, ниједна звезда тако ниске масе не може да еволуира до тог ступња у оквиру старости свемира.

У звездама изнад око 0,4 M☉ температура језгра на крају достигне 108 К, и хелијум почиње да се стапа у угљеник и кисеоник троструким-алфа процесом у језгру.[8]‍:§ 5.9, поглавље 6. Кад се језгро дегенерише фузија почиње експлозивно, али већина енергије иде у повећање дегенерације и језгро постаје конвективно. Енергија створена фузијом хелијума смањује притисак у околној љусци која сагорева водоник, што смањује брзину производње енергије. Укупна луминозност звезде се смањује, спољни омотач се поново контрахује, и звезда прелази из гране црвеног дива у хоризонталну грану.[8][10]‍:поглавље 6.

Када се исцрпи хелијумско језгро, звезда са око 8 M☉ има угљенично-кисеонично језгро које постаје дегенерисано и почиње сагоревање хелијума у љусци. Као и код ранијег колапса хелијумског језгра, то почиње конвекцијом у спољашњим слојевима, изазива друго ископавање и узрокује драматично повећање величине и сјајности. Ово је грана асимптотског дива (АГБ) која је аналогна грани црвеног дива, али је светлија, и љуска која сагорева водоник даје највећи део енергије. Звезде остају у АГБ облику само око милион година, постајући све нестабилније док не исцрпе своје гориво, пролазе кроз фазу планетарне маглице, а затим постају угљенично-кисеонични бели патуљци.[8]‍:§ 7.1–7.4.

Звезде велике масе[уреди | уреди извор]

Звезде главне секвенце са масама изнад око 12 M☉ су већ врло блиставе и крећу се хоризонтално преко ХР дијаграма када напусте главни низ, накратко постају плави дивови пре него што се прошире даље у плаве супердивове. Оне започињу сагоревање хелијума у језгру пре него што језгро постане дегенерирано и развијају се у црвене супердивове без снажног повећања луминозности. У овој фази имају упоредиве луминозности са светлим АГБ звездама, иако имају много веће масе, али ће даље повећавати луминозност док спаљују теже елементе и на крају постају супернове. Звезде у опсегу 8-12 M☉ имају донекле средња својстава и називају су супер-АГБ звезде.[11] Оне углавном прате трагове лакших звезда кроз РГБ, ХБ и АГБ фазе, али су довољно масивне да покрену сагоревања угљеника у језгру, па чак и неонско горење. Оне формирају језгра од кисеоника, магнезијума и неона, које се могу колапсирати у супернову која заробљава електроне, или могу оставити иза себе кисеонично-неонски бели патуљак.

Звезде главног низа класе О класе су већ јако луминозне. Дивовска фаза за такве звезде је кратка са благо повећаном величином и луминозношћу пре него што се развије супердивовска класа спектралне лимунозности. Дивови типа О могу бити више од стотину хиљада пута блиставији од сунца, светлији од многих супердивова. Класификација је сложена и тешка са малим разликама између класа луминозности и континуираног распона интермедијарних облика. Најмасивније звезде развијају дивовске или супердивовске спектралне карактеристике док још увек сагоревају водоник у својим језграма, због мешања тешких елемената са површином и високе луминозности која производи снажан звездани ветар и узрокује ширење атмосфере звезде.

Звезде мале масе[уреди | уреди извор]

Звезда чија је почетна маса мања од приближно 0.25 M☉ уопште неће постати дивовска звезда. Током већиг дела њиховог живота, такве звезде имају унутрашњу унутрашњост темељно помешану конвекцијом и тако могу наставити да врше фузију водоника током временског периода дужег од 1012 година, много дуже од садашње старости свемира. Оне постојано постају топлије и светлије током тог времена. На крају, оне развију радијационо језгро, а затим исцрпљују водоник у језгру и сагоревају водоник у љусци која окружује језгро. (Звезде са масом већом од 0.16 M☉ могу се проширити у овом тренутку, али никада неће постати веома велике.) Убрзо након тога, залиха водоника звезде ће бити потпуно исцрпљена и она ће постати хелијумски бели патуљак.[12] Повово, свемир је сувише млад да би се такве звезде могле посматрати.

Референце[уреди | уреди извор]

  1. ^ Гиант стар, ентрy ин Астрономy Енцyцлопедиа, ед. Патрицк Мооре, Неw Yорк: Оxфорд Университy Пресс. Мооре, Патрицк (2002). Астрономy Енцyцлопедиа. Оxфорд Университy Пресс. ИСБН 978-0-19-521833-6. 
  2. ^ Универсе, Пхyсицс Анд (2013-06-14). „Тхе Yеркес спецтрал цлассифицатион”. Пхyсицс анд Универсе (на језику: енглески). Приступљено 2022-08-31. 
  3. ^ УЦЛ (2018-11-30). „Тхе МКК анд Ревисед МК Атлас”. УЦЛ Обсерваторy (УЦЛО) (на језику: енглески). Приступљено 2022-08-31. 
  4. ^ Морган, Wиллиам Wилсон; Кеенан, Пхилип Цхилдс; Келлман, Едитх (1943). Ан атлас оф стеллар спецтра, wитх ан оутлине оф спецтрал цлассифицатион. Тхе Университy оф Цхицаго Пресс. Бибцоде:1943ассw.боок.....M. ОЦЛЦ 1806249. 
  5. ^ а б гиант, ентрy ин Тхе Фацтс он Филе Дицтионарy оф Астрономy, ед. Јохн Даинтитх анд Wиллиам Гоулд, Неw Yорк: Фацтс Он Филе, Инц., . Даинтитх, Јохн; Гоулд, Wиллиам (2006). Тхе Фацтс он Филе Дицтионарy оф Астрономy (5тх изд.). Фацтс он Филе. ИСБН 978-0-8160-5998-0. 
  6. ^ Русселл, Хенрy Норрис (1914). „Релатионс Бетwеен тхе Спецтра анд Отхер Цхарацтеристицс оф тхе Старс”. Популар Астрономy. 22: 275—294. Бибцоде:1914ПА.....22..275Р. 
  7. ^ Гиант стар, ентрy ин Цамбридге Дицтионарy оф Астрономy, Јацqуелине Миттон, Цамбридге: Цамбридге Университy Пресс. Миттон, Јацqуелине (2001). Цамбридге Дицтионарy оф Астрономy. Цамбридге Университy Пресс. ИСБН 978-0-521-80045-7. 
  8. ^ а б в г д Еволутион оф Старс анд Стеллар Популатионс, Мауризио Саларис анд Санти Цассиси, Цхицхестер, УК: Јохн Wилеy & Сонс, Лтд. Саларис, Мауризио; Цассиси, Санти (2005). Еволутион оф Старс анд Стеллар Популатионс. Wилеy. ИСБН 978-0-470-09219-4. 
  9. ^ Струцтуре анд Еволутион оф Wхите Дwарфс, С. О. Кеплер анд П. А. Брадлеy, Балтиц Астрономy 4, пп. 166–220.
  10. ^ Гиантс анд Пост-Гиантс Архивирано 2011-07-20 на сајту Wayback Machine, class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.
  11. ^ Eldridge, J. J.; Tout, C. A. (2004). „Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae”. Memorie della Società Astronomica Italiana. 75: 694. Bibcode:2004MmSAI..75..694E. arXiv:astro-ph/0409583 Слободан приступ. 
  12. ^ Bibcode:1997ApJ...482..420L. Laughlin, Gregory; Bodenheimer, Peter; Adams, Fred C. (1997). „The End of the Main Sequence”. The Astrophysical Journal. 482 (1): 420—432. Bibcode:1997ApJ...482..420L. S2CID 121940819. doi:10.1086/304125. 

Literatura[уреди | уреди извор]

Спољашње везе[уреди | уреди извор]

Дивовска звезда на Викимедијиној остави.
Преузето из „https://sr.wikipedia.org/w/index.php?title=Divovska_zvezda&oldid=27675658”