Дивовска звезда

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

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

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

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

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

^ 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.
^ Универсе, Пхyсицс Анд (2013-06-14). „Тхе Yеркес спецтрал цлассифицатион”. Пхyсицс анд Универсе (на језику: енглески). Приступљено 2022-08-31.
^ УЦЛ (2018-11-30). „Тхе МКК анд Ревисед МК Атлас”. УЦЛ Обсерваторy (УЦЛО) (на језику: енглески). Приступљено 2022-08-31.
^ 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.
^ ^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.
^ Русселл, Хенрy Норрис (1914). „Релатионс Бетwеен тхе Спецтра анд Отхер Цхарацтеристицс оф тхе Старс”. Популар Астрономy. 22: 275—294. Бибцоде:1914ПА.....22..275Р.
^ 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.
^ ^а ^б ^в ^г ^д Еволутион оф Старс анд Стеллар Популатионс, Мауризио Саларис анд Санти Цассиси, Цхицхестер, УК: , Лтд. Саларис, Мауризио; Цассиси, Санти (2005). Еволутион оф Старс анд Стеллар Популатионс. Неw Yорк: Јохн Wилеy & Сонс. ИСБН 978-0-470-09219-4.
^ Струцтуре анд Еволутион оф Wхите Дwарфс, С. О. Кеплер анд П. А. Брадлеy, Балтиц Астрономy 4, пп. 166–220.
^ Гиантс анд Пост-Гиантс Архивирано 2011-07-20 на сајту Wayback Machine, class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.
^ 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  .
^ 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

Pickles, A. J. (јул 1998). „A Stellar Spectral Flux Library: 1150-25000 Å”. Publications of the Astronomical Society of the Pacific. 110 (749): 863—878. Bibcode:1998PASP..110..863P. doi:10.1086/316197  .
Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs (1973). „Spectral Classification”. Annual Review of Astronomy and Astrophysics. 11: 29—50. Bibcode:1973ARA&A..11...29M. doi:10.1146/annurev.aa.11.090173.000333.
„A note on the spectral atlas and spectral classification”. Centre de données astronomiques de Strasbourg. Приступљено 2. 1. 2015.
Caballero-Nieves, S. M.; Nelan, E. P.; Gies, D. R.; Wallace, D. J.; DeGioia-Eastwood, K.; et al. (фебруар 2014). „A High Angular Resolution Survey of Massive Stars in Cygnus OB2: Results from the Hubble Space Telescope Fine Guidance Sensors”. The Astronomical Journal. 147 (2). 40. Bibcode:2014AJ....147...40C. S2CID 22036552. arXiv:1311.5087  . doi:10.1088/0004-6256/147/2/40.
Prinja, R. K.; Massa, D. L. (октобар 2010). „Signature of wide-spread clumping in B supergiant winds”. Astronomy and Astrophysics. 521. L55. Bibcode:2010A&A...521L..55P. S2CID 59151633. arXiv:1007.2744  . doi:10.1051/0004-6361/201015252.
Gray, David F. (новембар 2010). „Photospheric Variations of the Supergiant γ Cyg”. The Astronomical Journal. 140 (5): 1329—1336. Bibcode:2010AJ....140.1329G. doi:10.1088/0004-6256/140/5/1329  .
Lyubimkov, Leonid S.; Lambert, David L.; Rostopchin, Sergey I.; Rachkovskaya, Tamara M.; Poklad, Dmitry B. (фебруар 2010). „Accurate fundamental parameters for A-, F- and G-type Supergiants in the solar neighbourhood”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 402 (2): 1369—1379. Bibcode:2010MNRAS.402.1369L. S2CID 119096173. arXiv:0911.1335  . doi:10.1111/j.1365-2966.2009.15979.x.
Gray, R. O.; Corbally, C. J.; Garrison, R. F.; McFadden, M. T.; Robinson, P. E. (октобар 2003). „Contributions to the Nearby Stars (NStars) Project: Spectroscopy of Stars Earlier than M0 within 40 Parsecs: The Northern Sample. I”. The Astronomical Journal. 126 (4): 2048—2059. Bibcode:2003AJ....126.2048G. S2CID 119417105. arXiv:astro-ph/0308182  . doi:10.1086/378365.
Shenavrin, V. I.; Taranova, O. G.; Nadzhip, A. E. (јануар 2011). „Search for and study of hot circumstellar dust envelopes”. Astronomy Reports. 55 (1): 31—81. Bibcode:2011ARep...55...31S. S2CID 122700080. doi:10.1134/S1063772911010070.
Nazé, Y. (новембар 2009). „Hot stars observed by XMM-Newton. I. The catalog and the properties of OB stars”. Astronomy and Astrophysics. 506 (2): 1055—1064. Bibcode:2009A&A...506.1055N. S2CID 17317459. arXiv:0908.1461  . doi:10.1051/0004-6361/200912659.
Cenarro, A. J.; Peletier, R. F.; Sanchez-Blazquez, P.; Selam, S. O.; Toloba, E.; Cardiel, N.; Falcon-Barroso, J.; Gorgas, J.; Jimenez-Vicente, J.; Vazdekis, A. (јануар 2007). „Medium-resolution Isaac Newton Telescope library of empirical spectra - II. The stellar atmospheric parameters”. Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. 374 (2): 664—690. Bibcode:2007MNRAS.374..664C. S2CID 119428437. arXiv:astro-ph/0611618  . doi:10.1111/j.1365-2966.2006.11196.x.
Sion, Edward M.; Holberg, J. B.; Oswalt, Terry D.; McCook, George P.; Wasatonic, Richard (децембар 2009). „The White Dwarfs Within 20 Parsecs of the Sun: Kinematics and Statistics”. The Astronomical Journal. 138 (6): 1681—1689. Bibcode:2009AJ....138.1681S. S2CID 119284418. arXiv:0910.1288  . doi:10.1088/0004-6256/138/6/1681.
D.S. Hayes; L.E. Pasinetti; A.G. Davis Philip (6. 12. 2012). Calibration of Fundamental Stellar Quantities: Proceedings of the 111th Symposium of the International Astronomical Union held at Villa Olmo, Como, Italy, May 24–29, 1984. Springer Science & Business Media. стр. 129—. ISBN 978-94-009-5456-4.
Arias, Julia I.; et al. (август 2016). „Спецтрал Цлассифицатион анд Пропертиес оф тхе ОВз Старс ин тхе Галацтиц О Стар Спецтросцопиц Сурвеy (ГОССС)”. Тхе Астрономицал Јоурнал. 152 (2): 31. Бибцоде:2016АЈ....152...31А. С2ЦИД 119259952. арXив:1604.03842  . дои:10.3847/0004-6256/152/2/31  .

Спољашње везе

Interactive giant-star comparison.

[oxford-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.

[fof-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.

[HRN-6] Русселл, Хенрy Норрис (1914). „Релатионс Бетwеен тхе Спецтра анд Отхер Цхарацтеристицс оф тхе Старс”. Популар Астрономy. 22: 275—294. Бибцоде:1914ПА.....22..275Р.

[cambridge-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.

[evo-8] а ^б ^в ^г ^д Еволутион оф Старс анд Стеллар Популатионс, Мауризио Саларис анд Санти Цассиси, Цхицхестер, УК: , Лтд. Саларис, Мауризио; Цассиси, Санти (2005). Еволутион оф Старс анд Стеллар Популатионс. Неw Yорк: Јохн Wилеy & Сонс. 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.

[psu-10] Гиантс анд Пост-Гиантс Архивирано 2011-07-20 на сајту Wayback Machine, class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.

[super-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  .

[endms-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.

[1]

[2]

[3]

[4]

[5]

[6]

[7]

[8]

[9]

[10]

[11]

[12]