Divovska zvezda

Из Википедије, слободне енциклопедије
Иди на навигацију Иди на претрагу

Divovska zvezda je zvezda sa znatno većim radiusom i luminoznošću od onih u glavnom nizu (ili patuljastih) zvezda iste površinske toplote.[1] One leže iznad glavnog niza (klasa luminoznosti V u Jerksovoj spektralnoj klasifikaciji) na Hercšprung—Raselovom dijagramu i odgovaraju klasama luminoznosti II i III.[2] Ejnar Hercšprung je 1905. godine formulisao pojmove div i patuljak za zvezde sasvim različite luminoznosti uprkos sličnih temperatura ili spektralnih tipova.[3]

Divovske zvezde imaju radijuse koji su do nekoliko stotina puta vići od Sunčevog i luminoznost između 10 i nekoliko hiljada puta veću od Sunca. Zvezde koje su još svetlije od divova nazivaju se superdivovi i hiperdivovi. Vrela, blistava zvezda glavnog niza takođe može biti nazvana div, mada se svaka zvezda glavnog niza ispravno naziva patuljak, bez obzira koliko je velika i blistava.[4]

Formiranje[уреди]

Unutrašnja struktura zvezde slične Suncu i crvenog diva. ESO imidž.

Zvezda postaje div nakon što je sav vodonik dostupan za fuziju u njenom jezgru potrošen i, kao rezultat toga, napušta glavni niz.[2] Ponašanje zvezde post-glavne sekvence u velikoj meri zavisi od njene mase.

Zvezde srednjih masa[уреди]

Za zvezdu sa masom iznad oko 0,25 solarnih masa (M), kada se iz jezgra iscrpi vodonik, ono se kontrahuje i zagreva tako da vodonik počinje da se stapa u ljusci oko jezgra. Deo zvezde izvan ljuske se širi i hladi, ali sa samo malim povećanjem luminoznosti, i zvezda postaje subdivovska. Jezgro inertnog helijuma nastavlja da raste i povećava temperaturu dok nagomilava helijum iz ljuske, ali u zvezdama do oko 10-12 M ne postaje dovoljno vruće da započne sagorevanje helijuma (zvezde veće mase su superdivovi i evoluiraju različito). Umesto toga, nakon samo nekoliko miliona godina jezgro dostiže granicu Šenberga–Čandrasekara, brzo kolapsira i može postati degenerisano. Ovo uzrokuje da se spoljni slojevi još više prošire, i generiše se jaka konvektivna zona koja dovodi teške elemente na površinu u procesu koji se naziva prvo iskopavanje. Ova jaka konvekcija takođe povećava prenos energije na površinu, luminoznost se dramatično povećava, a zvezda se pomera na granu crvenog diva gde će stabilno sagorevati vodonik u ljusci tokom značajnog dela svog života (oko 10% za zvezdu nalik Suncu). Jezgro nastavlja da dobija masu, da se kontrahuje i povećava temperaturu, dok u spoljnim slojevima dolazi do gubitka mase.[5], § 5.9.

Ako je masa zvezde, kada je u glavnoj sekvenci, bila ispod približno 0,4 M, nikada neće dostići centralne temperature potrebne za fuziju helijuma.[6]:p. 169. Ona će stoga ostati crveni div koji fuzioniše vodonik dok ne ponestane vodonika, kada će postati helijumski beli patuljak.[5]:§ 4.1, 6.1. Prema teoriji evolucije zvezda, nijedna zvezda tako niske mase ne može da evoluira do tog stupnja u okviru starosti svemira.

U zvezdama iznad oko 0,4 M temperatura jezgra na kraju dostigne 108 K, i helijum počinje da se stapa u ugljenik i kiseonik trostrukim-alfa procesom u jezgru.[5]:§ 5.9, poglavlje 6. Kad se jezgro degeneriše fuzija počinje eksplozivno, ali većina energije ide u povećanje degeneracije i jezgro postaje konvektivno. Energija stvorena fuzijom helijuma smanjuje pritisak u okolnoj ljusci koja sagoreva vodonik, što smanjuje brzinu proizvodnje energije. Ukupna luminoznost zvezde se smanjuje, spoljni omotač se ponovo kontrahuje, i zvezda prelazi iz grane crvenog diva u horizontalnu granu.[5][7]:poglavlje 6.

Kada se iscrpi helijumsko jezgro, zvezda sa oko 8 M ima ugljenično-kiseonično jezgro koje postaje degenerisano i počinje sagorevanje helijuma u ljusci. Kao i kod ranijeg kolapsa helijumskog jezgra, to počinje konvekcijom u spoljašnjim slojevima, izaziva drugo iskopavanje i uzrokuje dramatično povećanje veličine i sjajnosti. Ovo je grana asimptotskog diva (AGB) koja je analogna grani crvenog diva, ali je svetlija, i ljuska koja sagoreva vodonik daje najveći deo energije. Zvezde ostaju u AGB obliku samo oko milion godina, postajući sve nestabilnije dok ne iscrpe svoje gorivo, prolaze kroz fazu planetarne maglice, a zatim postaju ugljenično-kiseonični beli patuljci.[5]:§ 7.1–7.4.

Zvezde velike mase[уреди]

Zvezde glavne sekvence sa masama iznad oko 12 M su već vrlo blistave i kreću se horizontalno preko HR dijagrama kada napuste glavni niz, nakratko postaju plavi divovi pre nego što se prošire dalje u plave superdivove. One započinju sagorevanje helijuma u jezgru pre nego što jezgro postane degenerirano i razvijaju se u crvene superdivove bez snažnog povećanja luminoznosti. U ovoj fazi imaju uporedive luminoznosti sa svetlim AGB zvezdama, iako imaju mnogo veće mase, ali će dalje povećavati luminoznost dok spaljuju teže elemente i na kraju postaju supernove. Zvezde u opsegu 8-12 M imaju donekle srednja svojstava i nazivaju su super-AGB zvezde.[8] One uglavnom prate tragove lakših zvezda kroz RGB, HB i AGB faze, ali su dovoljno masivne da pokrenu sagorevanja ugljenika u jezgru, pa čak i neonsko gorenje. One formiraju jezgra od kiseonika, magnezijuma i neona, koje se mogu kolapsirati u supernovu koja zarobljava elektrone, ili mogu ostaviti iza sebe kiseonično-neonski beli patuljak.

Zvezde glavnog niza klase O klase su već jako luminozne. Divovska faza za takve zvezde je kratka sa blago povećanom veličinom i luminoznošću pre nego što se razvije superdivovska klasa spektralne limunoznosti. Divovi tipa O mogu biti više od stotinu hiljada puta blistaviji od sunca, svetliji od mnogih superdivova. Klasifikacija je složena i teška sa malim razlikama između klasa luminoznosti i kontinuiranog raspona intermedijarnih oblika. Najmasivnije zvezde razvijaju divovske ili superdivovske spektralne karakteristike dok još uvek sagorevaju vodonik u svojim jezgrama, zbog mešanja teških elemenata sa površinom i visoke luminoznosti koja proizvodi snažan zvezdani vetar i uzrokuje širenje atmosfere zvezde.

Zvezde male mase[уреди]

Zvezda čija je početna masa manja od približno 0.25 M uopšte neće postati divovska zvezda. Tokom većig dela njihovog života, takve zvezde imaju unutrašnju unutrašnjost temeljno pomešanu konvekcijom i tako mogu nastaviti da vrše fuziju vodonika tokom vremenskog perioda dužeg od 1012 godina, mnogo duže od sadašnje starosti svemira. One postojano postaju toplije i svetlije tokom tog vremena. Na kraju, one razviju radijaciono jezgro, a zatim iscrpljuju vodonik u jezgru i sagorevaju vodonik u ljusci koja okružuje jezgro. (Zvezde sa masom većom od 0.16 M mogu se proširiti u ovom trenutku, ali nikada neće postati veoma velike.) Ubrzo nakon toga, zaliha vodonika zvezde će biti potpuno iscrpljena i ona će postati helijumski beli patuljak.[9] Povovo, svemir je suviše mlad da bi se takve zvezde mogle posmatrati.

Reference[уреди]

  1. ^ Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. 2,0 2,1 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.
  3. ^ Russell, Henry Norris (1914). „Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars”. Popular Astronomy. 22: 275—294. Bibcode:1914PA.....22..275R. 
  4. ^ Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
  5. 5,0 5,1 5,2 5,3 5,4 Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  6. ^ Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.
  7. ^ Giants and Post-Giants Archived 2011-07-20 at the Wayback Machine, class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.
  8. ^ 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/0409583Слободан приступ. 
  9. ^ The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, The Astrophysical Journal, 482 (June 10, 1997), pp. 420–432. Bibcode1997ApJ...482..420L. doi:10.1086/304125.

Spoljašnje veze[уреди]