Obr je druh hvězdy s velkým poloměrem a vysokou svítivostí [1] . Obří hvězdy mají obvykle poloměry od 10 do 100 slunečních poloměrů a svítivost od 10 do 1000 slunečních svítivosti . Svítivost takových hvězd je větší než u hvězd hlavní sekvence , ale menší než u veleobrů [2] [3] a v Yerkesově spektrální klasifikaci mají takové hvězdy spektrální třídy II a III [4] .
Termín „obří hvězda“ zavedl dánský astronom Einar Hertzsprung v roce 1906, když zjistil, že hvězdy třídy K a M se dělí do dvou tříd podle svítivosti: některé jsou mnohem jasnější než Slunce, zatímco jiné jsou mnohem slabší. Hvězdy raných spektrálních typů se však liší mnohem méně a mohou být dokonce nerozlišitelné [5] , a v takových případech se používá spektrální analýza [6] . Navíc termíny „ bílý trpaslík “ a „ modrý trpaslík “ se vůbec nevztahují na hvězdy hlavní sekvence, takže může dojít k záměně. Takže například hvězdy hlavní posloupnosti raných spektrálních typů lze nazvat „bílí obři“ [7] .
Po fázi hlavní sekvence, kdy hvězda spotřebovala vodík v jádře a část jeho stlačení, v ní začíná reakce spalování helia [4] . Vnější vrstvy hvězdy se velmi roztahují, a přestože se svítivost zvyšuje, proudění povrchem hvězdy klesá a dochází k jejímu ochlazování. Tento proces, stejně jako další osud hvězdy, závisí na její hmotnosti.
Hvězdy s nejmenší hmotností, podle různých odhadů až 0,25-0,35 hmotnosti Slunce , se nikdy nestanou obry. Takové hvězdy jsou zcela konvektivní , a proto se vodík spotřebovává rovnoměrně a nadále se účastní reakce, dokud není zcela spotřebován. Modely ukazují, že se hvězda postupně zahřeje a stane se z ní modrý trpaslík , ale helium v ní nevzplane - teplota uvnitř nebude dostatečně vysoká. Poté se hvězda promění v bílého trpaslíka , který se skládá převážně z helia . Neexistují však žádná pozorovací data, která by to potvrdila: životnost červených trpaslíků může dosáhnout 10 bilionů let, zatímco stáří vesmíru je asi 14 miliard let [8] [9] .
Pokud hmotnost hvězdy překročí tento limit, pak již není plně konvektivní, a když hvězda spotřebuje veškerý vodík dostupný ve svém jádru pro termonukleární reakce , její jádro se začne zmenšovat. Vodík začne hořet již ne v jádře, ale kolem něj, díky čemuž se hvězda začne roztahovat a chladit a mírně zvyšovat svítivost a stává se podobrem . Heliové jádro se zvětší a v určitém okamžiku jeho hmotnost překročí Schoenberg-Chandrasekharovu mez . Rychle se scvrkne a možná degeneruje. Vnější vrstvy hvězdy se rozšíří a začne také promíchávání hmoty, protože se také zvětší konvektivní zóna. Z hvězdy se tedy stane červený obr [10] .
Pokud hmotnost hvězdy nepřesáhne ~0,4 hmotnosti Slunce, pak se helium v ní nezapálí, a když dojde vodík, hvězda odhodí svůj obal a stane se héliovým bílým trpaslíkem [11] .
Pokud je hmotnost hvězdy větší než ~0,4 hmotnosti Slunce, pak teplota v jádře v určitém bodě dosáhne 10 8 K, v jádře dojde k záblesku hélia a spustí se proces trojitého alfa [10] . Tlak uvnitř hvězdy se sníží, tudíž se sníží svítivost a hvězda se přesune z větve rudého obra do vodorovné větve [12] .
Postupně v jádře končí i helium a zároveň se hromadí uhlík a kyslík. Pokud je hmotnost hvězdy menší než 8 hmotností Slunce, pak se jádro uhlíku a kyslíku smršťuje, degeneruje a kolem něj bude docházet ke spalování helia. Stejně jako v případě degenerace jádra helia začne promíchávání hmoty, což bude mít za následek zvětšení velikosti hvězdy a zvýšení svítivosti. Toto stadium se nazývá asymptotická obří větev , ve které je hvězda stará jen asi milion let. Poté se hvězda stane nestabilní, ztratí svůj obal a zanechá uhlíkovo-kyslíkového bílého trpaslíka obklopeného planetární mlhovinou [10] .
U hvězd hlavní posloupnosti s velkými hmotnostmi (více než 8 hmotností Slunce) po vytvoření uhlíkovo-kyslíkového jádra začne uhlík hořet v termonukleárních reakcích [2] [10] . Navíc u takových hvězd fáze hoření helia nezačíná v důsledku héliového záblesku, ale postupně.
U hvězd s hmotností od 8 do 10-12 hmotností Slunce mohou těžší prvky následně vyhořet, ale syntéza železa nedosáhne. Jejich evoluce je obecně stejná jako u méně hmotných hvězd: také procházejí stádii červených obrů, horizontální větve a asymptotické obří větve, a pak se stávají bílými trpaslíky. Jsou svítivější a bílý trpaslík, který z nich zbyl, se skládá z kyslíku, neonu a hořčíku. Ve vzácných případech dochází k výbuchu supernovy [13] .
Hvězdy o hmotnosti větší než 10-12 hmotností Slunce mají velmi vysokou svítivost a v těchto fázích vývoje jsou klasifikovány jako veleobri, nikoli obři. Postupně syntetizují stále těžší prvky a dosahují železa . K další syntéze nedochází, protože je energeticky nevýhodná a ve hvězdě vzniká železné jádro. V určitém okamžiku se jádro stane tak těžkým, že tlak již neunese váhu hvězdy a sebe sama a zhroutí se a uvolní velké množství energie. Toto je pozorováno jako výbuch supernovy a hvězda zůstává buď neutronovou hvězdou nebo černou dírou [14] [15] .
obří hvězdy:
![]() | ||||
---|---|---|---|---|
|
hvězdy | |
---|---|
Klasifikace | |
Subhvězdné objekty | |
Vývoj | |
Nukleosyntéza | |
Struktura | |
Vlastnosti | |
Související pojmy | |
Hvězdné seznamy |
|