Џиновска ѕвезда

Од Википедија — слободната енциклопедија
Прејди на прегледникот Прејди на пребарувањето

Џиновска ѕвездаѕвезда со значително поголем полупречник и сјајност од оние во главната низа (џуџиња) при иста површинска температура.[1] Таквите ѕвезди се сместени над главната низа (сјајносна класа V според Јеркисовата спектрална класификација) на Херцшпрунг-Раселовиот дијаграм (ХР-дијаграм) и одговараат на сјајносните класи II и III.[2] Поимите џин и џуџе се осмислени од данскиот научник Ејнар Херцшпрунг во 1905 г., за разликување на ѕвездите со мошне различна сјајност, без оглед на сличната тепература или спектрален тип.[3]

Ваквите ѕвезди имаат полупречници неколку стотоци пати поголеми од оној на Сонцето и сјајност од десетина до илјадници пати поголема од Сончевата. Ѕвездите со уште поголема сјајност се нарекуваат суперџинови и хиперџинови.

Џин може да се нарече и врела и сјајна ѕвезда од главната низа, но секоја ѕвезда од низата се нарекува „џуџе“ без оглед на сјајноста и големината.[4]

Образување[уреди | уреди извор]

Внатрешен состав на сонцевидна ѕвезда и црвен џин.

Една ѕвезда станува џин откако ќе се потроши сиот водород потребен за сврзување (фузија) во неговото јадро, поради што ја напушта главната низа.[2] Поведението на една ѕвезда по главната низа зависи главно од нејзината маса.

Средномасивни ѕвезди[уреди | уреди извор]

Кај ѕвездите со маси над 0,25 Сончеви маси (M) важи правилото дека, кога ќе се осиромаши водородот во јадрото, истото се собира и се загрева, така што водородот почнува да се сврзува во обвивка околу јадрото. Делот од ѕвездата вон обвивката се шири додека се лади, но само со мала добивка во сјајност, и ѕвездата станува подџин. Инерниото хелиумско јадро продолжува да расте и да ја накачува температурата како што насобира хелиум од обвивката, но кај ѕвездите до 10-12 M не достигнува доволна температура за да почне да го гори хелиумот (ѕвездите со повисока маса се суперџинови и се развиваат поинаку). Наместо тоа, по само неколку милиони години јадрото ја достигнува Шенберг–Чандрасекаровата граница, брзо колабира и може да стане изродена. Ова предизвикува надворешната обвивка уште повеќе да се рашири и создава силно струјноf (конвективно) подрачје кое издига на површина тешки елементи во процес наречен прво зацрпување. Оваа силно струење исто така ја го зголемува преносот на енергија кон површината, драстично зголемувајќи ја сјајноста, па ѕвездата преминува во гранката на црвени џинови каде устојчиво ќе согорува водород во обвивка во значаен дел од својот животен век (околу 10 % за сонцевидн ѕвезди). Јадрото продолжува да добива на маса, да се собира, и да ја накачува температурата, додека истовремено се јавува извесен губиток на масата во надворешните слоеви.[5], § 5.9.

Доколку масата на ѕвездата, која е во главната низа, е помала од 0,4 M, таа никогаш нема да ја достигне средишната температура потребна за сврзување на хелиумот.[6], p. 169. Затоа, таа ќе остане водородносврзувачки црвен џин додека не се потроши водородот, а потоа станува хелиумско бело џуџе.[5], § 4.1, 6.1. Според теоријата за ѕвездениот развој, не постои ѕвезда со толку ниска маса која би можела да ја достигне таа фаза во времето од настанокот на вселената до денес.

Кај ѕвездите со повеќе од 0,4 M, јадрото по извесно време достигнува 108 K и хелиумот почнува да се сврзува со јаглеродот и кислородот во јадрото по пат на тројниот алфапроцес.[5],§ 5.9, гл. 6. Кога јадрото е изродено, хелиумското сврзување отпочнува избувно, но највеќето енергија оди во издигање на изродувањето и јадрото станува струјно. Создадената енергија го намалува притисокот во кислородносогорувачка обвивка околу него, што ја намалува стапката на создавање на енергија. Севкупната сјајност на ѕвездата се смалува, нејзината надворешна обвивка повторно се собира, и ѕвездата преоѓа од гранката на црвени џинови во хоризонталната гранка (ХГ).[5][7], гл. 6.

Кога ќе се исцрпи хелиумот во јадрото, ѕвездата со маса до 8 M има јаглеродно-кислородно јадро кое станува изродено и почнува да го согорува хелиумот во обвивката. Како и со претходниот колапс на хелиумскто јадро, ова предизвикува струење во надворешните слоеви, поттикнува второ зацрпување и предизвикува драматично зголемување во големина и сјајност. Ова е асимптотската гранка на џинови (АГЏ) аналогна на онаа на црвените џинови, но посјајна, при што најголем удел во енергијата има водородносогорувачката обвивка. Ѕвездите се задржуваат во АГЏ само милион години, стануваат сè понеустојчиви додека не го истрошат горивото, поминуваат низ фаза на планетарна маглина, а потоа стануваат јаглеродно-кислородни бели џуџиња.[5], § 7.1–7.4.

Високомасивни ѕвезди[уреди | уреди извор]

Ѕвездите од главната низа со маса од околу 12 M веќе имаат голема сјајност е се придвижуваат хоризонтално по ХР-дијаграмот кога ќе ја напуштат главната низа, за кратко станувајќи сини џинови, пред да продолжат со ширењето до степен на сини суперџинови. Започнуваат да го согоруваат хелоумот во јадрото пред тоа да стане изродено (дегенерирано) и постепено прераснуваат во црвени суперџинови без значајно зголемување на сјајноста. Во оваа фаза сјајноста им е споредлива со онаа на сјајните АГЏ-ѕвезди (иако масата им е ммногу поголема), но продолжуваат да добиваат на сјајност согорувајќи потешки елементи сè додека не се претворат во супернова. Ѕвездите во опсегот 8-12 M имаат преодни својства и можат да се наречат супер-АГЏ-ѕвезди.[8] Претежно го следат патот на полесните ѕвезди низ фазите ГЦЧ, ХГ и АГЏ, но имаат доволно маса да отпочнат согорување на јадрениот јаглерод, па дури и на дел од неонот. Образуваат кислородно-магнезиумско-неонски јадра, кое може да колабира во супернова со електронски зафат, или пак зад себе да остават кислородно-неонско бело џуџе.

Ѕвездите од класата O (од главната низа) исто така веќе имаат голема сјајност. Кај нив, џиновската фаза е кратка и и се одликува со мало зголемување во димензии и сјајност пред да добијат суперџиновска сјајносна класа. Џиновите од типот O можат да бидат преку сто илјади пати посјајни од нашето Сонце и посветли од многу суперџинови. Нивната класификација е сложена и тешка поради малите разлики помеѓу сјајносните класи и непрекинатиот опсег на преодни облици. Најмасивните ѕвезди добиваат џиновски или суперџиновски спектрални одлики додека сè уште согоруваат водород во јадрото, што се должи на мешањето на тешки елементи кон површината и големата сјајност, оддавајќи силен ѕвезден ветер и предизвикувајќи ширење на ѕвездената атмосфера.

Нискомасивни ѕвезди[уреди | уреди извор]

Ѕвездата чија почетна маса е помала од околу 0,25 M воопшто не станува џиновска. For most of their lifetimes, внатрешноста на ваквите ѕвезди е темелно измешана со струење, поради што продолжуваат да сврзуваат кислород во траење од 1012 години, што е многу повеќе од тековната старост на вселената. Сето време постепено стануваат поврели и посјајни. На крајот можат да добијат зрачно јадро, подоцна исцрпувајќи го водородот во него и горејќи го во обвивка околу јадрото. (Ѕвездите со маса над 0,16 M може да се прошират во оваа фаза, но не стануваат многу големи.) Накратко потоа, кислородот целосно се истрошува и ѕвездата станува хелиумско бело џуџе.[9] И во овој случај, вселената е премлада за да можеме да сретнеме вакви ѕвезди.

Поткласи[уреди | уреди извор]

Постојат најразлични ѕвезди кои можат да се наречат џинови, и се делат на неколку поткласи.

Подџинови[уреди | уреди извор]

Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Подџин.

Подџиновите имаат наполно посебна спектроскопска сјајносна класа (IV) од џиновите, но делат многу нивни одлики. Иако некои подџинови се просто пресјајни ѕвезди од главната низа поради хемиските разлики или староста, други се на свој развоен пат да станат вистински џинови.

Примери:

Сјајни џинови[уреди | уреди извор]

Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Сјаен џин.

Сјајните џинови се ѕвезди од класата II кои се разликуваат од нормалните џинови (класа III) само затоа што се малку поголеми и посјајни од нив. Нивната сјајност е помеѓу онаа на џиновите и суперџиновите, со апсолутна величина од приближно −3.

Примери:

  • Делта Орион Aa1 (δ Орион Aa1) — главна составница на Минтак, сјаен џин од типот O
  • Алфа Кобилица (α Кобилица) — сјаен џин од типот F, Канопус, иако некогаш класификуван како суперџин.

Црвени џинови[уреди | уреди извор]

Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Џрвен џин.

Во секоја сјајносна класа на џинови, постудените ѕвезди со спектрална класа K, M, S и C (а понекогаш и некои од типот G[10]) се нарекуваат црвени џинови. Тука спаѓаат ѕвезди во различни развојни фази: главна гранка на црвени џинови (ГЦЏ); црвена хоризонтална гранка или црвена грутка; асимптотската гранка на џинови (АГЏ), иако АГЏ-ѕвездите често се доволно големи и сјајни за да се сметаат за суперџинови; а понекогаш други големи студени ѕвездуд како преодните ѕвезди по АГЏ. ГЦЏ-ѕвездите се во голема мера најчест вид на џиновски ѕвезди поради нивната умерена маса, релативно долг и устојчив животен век и устојчивата сјајност. Претставуваат најочигледна група ѕвезди по главната низа во највеќето ХР-дијаграми, иако белите џуџиња се побројни (но со далеку послаба сјајност).

Примери:

Жолти џинови[уреди | уреди извор]

Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Жолт џин.

Џиновските ѕвезди со средна температура (спектрални класи G, F и барем некои од A) се наречени жолти џинови. Тие се многу помалубројни од црвените џинови, делумно бидејќи настануваат само од ѕвезди со донекаде поголема маса, а делумно бидејќи проведуваат помалку време во таа фаза. Меѓутоа, тука спаѓа редица важни класи на променливи ѕвезди. Жолтите ѕвезди со голема сјајност начелно се неустојчиви, што го става во појас на неустојчивост на ХР-дијаграмот каде највеќето ѕвезди се пулсирачки променливи. Овој појас се протега од главната низа, па до суперџиновска сјајност, но џиноската сјајност опфаќа неколку класи на променливи ѕвезди:

Жолтите џинови може да бидат ѕвезди со умерена маса кои за првпат се развиваат кон гранката на црвени џинови, или пак поразвиени ѕвезди на хоризонталната гранка. Во првиот случај развојот е многу брз, додека пак ѕвездите можат да се протегаат многу подолго по хоризонталната гранка. Ѕвездите од хоризонталната гранка со потешки елементи и помала маса се понеустојчиви.

Примери:

  • Сигма Октант (σ Октант) — џин од типот F и променлива од типот Делта Штит
  • Капела (α Кочијаш Aa) — џин од типот G, една од ѕвездите-составници на Капела

Сини и бели џинови[уреди | уреди извор]

Crystal Clear app xmag.svg Главна статија: „Син џин.

Највречите џинови, од спектралните класи O, B и почетокот на A се нарекуваат сини џинови. Понекогаш оние од типот A и крајот на типот B се нарекуваат бели џинови.

Сините џинови се мошне разнородни како група и опфаќаат од ѕвезди со голема маса и сјајност кои штотуку ја напуштаат главната низа, навлегувајќи во нискомасовните ѕвезди од хоризонталната гранка. Високомасивните ѕвезди ја напуштаат главната низа за да станат сини џинови, потоа сјајни сини џинови, па сини суперџинови, пред да се прошират во црвени суперџинови, иако при најголемите маси џиновската фаза е толку кратка и тесна што ѕвездата тешко се разликува од син суперџин.

Нискомасивните ѕвези што горат хелиум во јадрото се развиваат како такви од претходна фаза на црвени џинови долж хоризонталната гранка, а потоа повторно по асимптотската гранка на џинови; зависно од масата и металичноста можат да станат сини џинови. Се смета дека некои ѕвезди по АГЏ кои се во доцен топлински пулс можат да станат необични сини џинови.

Примери:

Наводи[уреди | уреди извор]

  1. Giant star, Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. 2,0 2,1 giant, 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 АГЏ and super-АГЏ stars and supernovae“. Memorie della Società Astronomica Italiana. 75: 694. arXiv:astro-ph/0409583. Bibcode:2004MmSAI..75..694E.
  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.
  10. 10,0 10,1 Mazumdar, A.; и др. (August 2009), „Asteroseismology and interferometry of the red giant star ɛ Ophiuchi“, Astronomy and Astrophysics, 503 (2): 521–531, arXiv:0906.3386, Bibcode:2009A&A...503..521M, doi:10.1051/0004-6361/200912351

Надворешни врски[уреди | уреди извор]