Obří hvězda

Hertzsprung-Russell diagram Spektrální třída hnědé trpaslíky bílých trpaslíků červené trpaslíky podtrpaslíci Hlavní sekvence (trpaslíci) Podobři Obři Světlí obři veleobrů Hypergianti Absolutní hvězdný velikost (M V )

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] .

Terminologie

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] .

Vzdělávání a evoluce

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 nízké 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] .

Hvězdy s průměrnou hmotností

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] .

Hvězdy s vysokou hmotností

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] .

Příklady

obří hvězdy:

Poznámky

  1. ↑ Obří hvězda, záznam v Astronomické encyklopedii , ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7 .
  2. ↑ 1 2 supergiant Archivováno 7. ledna 2018 na Wayback Machine , záznam v The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight , David Darling, online. (anglicky)  (Datum přístupu: 8. prosince 2008)
  3. ↑ hypergiant Archivováno 10. dubna 2020 na Wayback Machine , záznam v The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight , David Darling, online. (anglicky)  (Datum přístupu: 8. prosince 2008)
  4. ↑ 1 2 obr, záznam v The Facts on File Dictionary of Astronomy , ed. John Daintith a William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5. vydání, 2006. ISBN 0-8160-5998-5 .
  5. ↑ Fyzika dvacátého století / 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 . Amatérský astronom. - Springer, 2006. - ISBN 978-1-85233-878-7 .
  7. ↑ Obří hvězda, heslo v Cambridge Dictionary of Astronomy , Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5 .
  8. ↑ Adams, FC; P. Bodenheimer, G. Laughlin. M trpaslíci: formování planet a dlouhodobý vývoj  (anglicky)  // Astronomische Nachrichten  : journal. - Wiley-VCH , 2005. - Sv. 326 , č.p. 10 . - S. 913-919 . - doi : 10.1002/asna.200510440 . - .
  9. ↑ Pozdní stadia evoluce pro hvězdy s nízkou hmotností Archivováno 12. května 2020 na Wayback Machine , Michael Richmond, přednáška s poznámkami, Physics 230, Rochester Institute of Technology . (Angličtina)  (Staženo 8. prosince 2008) .
  10. ↑ 1 2 3 4 Evoluce hvězd a hvězdných populací , Maurizio Salaris a Santi Cassisi, Chichester, Spojené království: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X .
  11. ↑ Struktura a evoluce bílých trpaslíků , SO Kepler a P.A. Bradley, Baltic Astronomy 4 , pp. 166-220.
  12. ↑ Giants and Post-Giants Archivováno 20. července 2011. , třídní poznámky, Robin Ciardullo, Astronomie 534, Penn State University .
  13. ↑ Eldridge, JJ; Tout, CA Zkoumání dělení a překrývání mezi hvězdami AGB a super-AGB a supernovami  //  Memorie della Società Astronomica Italiana : journal. - 2004. - Sv. 75 . — S. 694 . - . - arXiv : astro-ph/0409583 .
  14. ↑ Kononovich E.V., Moroz V.I. Obecný kurz astronomie. — 2., opraveno. - URSS, 2004. - S. 413. - 544 s. — ISBN 5-354-00866-2 .
  15. ↑ Spalování C a O v pozdních fázích evoluce . Astronet . Získáno 5. dubna 2020. Archivováno z originálu dne 29. března 2020.
  16. ↑ Alcyone  . _ jsou charakteristiky hvězdy v databázi SIMBAD . Získáno 9. prosince 2008. Archivováno z originálu 22. března 2012.
  17. ↑ Jim Kahler. Alcyone (anglicky) . - popis hvězdy na stránkách profesora Jima Kahlera. Získáno 9. prosince 2008. Archivováno z originálu 22. března 2012.  
  18. ↑ Thuban  . _ jsou charakteristiky hvězdy v databázi SIMBAD . Získáno 9. prosince 2008. Archivováno z originálu 22. března 2012.
  19. ↑ Sigma Octantis . jsou charakteristiky hvězdy v databázi SIMBAD . Získáno 9. prosince 2008. Archivováno z originálu 22. března 2012.  
  20. ↑ α Aurigae A. jsou charakteristiky hvězdy v databázi SIMBAD . Získáno 9. prosince 2008. Archivováno z originálu 22. března 2012.  
  21. ↑ Pollux . _ jsou charakteristiky hvězdy v databázi SIMBAD . Získáno 9. prosince 2008. Archivováno z originálu 22. března 2012.  
  22. ↑ Mira . _ jsou charakteristiky hvězdy v databázi SIMBAD . Získáno 9. prosince 2008. Archivováno z originálu 22. března 2012.  

Odkazy

  Přejděte na položku Wikidata  Slovníky a encyklopedie