Звезда-гигант: различия между версиями
| [непроверенная версия] | [непроверенная версия] |
Содержимое удалено Содержимое добавлено
м →Образование: викификация |
Спасено источников — 8, отмечено мёртвыми — 0. #IABot (v1.5.7) |
||
Строка 11:
В этой стадии своей [[Звёздная эволюция|эволюции]], отмеченной как [[субгигант]]ы на [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга-Рассела]], [[светимость]] звезды остаётся примерно постоянной и [[Эффективная температура|температура]] её поверхности понижается. В конце концов звезда начинает подниматься до [[Красный гигант|красного гиганта]] на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. В этой точке температура поверхности звезды (уже, как правило, красного гиганта) будет оставаться примерно постоянной, тогда как её светимость и радиус — существенно расти. Ядро звезды продолжит сжиматься, повышая свою температуру<ref name="evo">''Evolution of Stars and Stellar Populations'', Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.</ref><sup>, § 5.9.</sup>.
Если масса звезды, лежащей на главной последовательности, была менее примерно 0,5 солнечных масс, считается, что она никогда не достигнет центральных температур, достаточных для термоядерного «горения» [[Гелий|гелия]]<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1995BaltA...4..166K Structure and Evolution of White Dwarfs], S. O. Kepler and P. A. Bradley, ''Baltic Astronomy'' '''4''', pp. 166—220.</ref><sup>, стр. 169.</sup>. Поэтому такая звезда и далее будет [[Красный гигант|красным гигантом]] с [[Термоядерная реакция|термоядерным «горением»]] [[водород]]а, пока не начнёт превращаться в гелиевый [[белый карлик]]<ref name="evo" /><sup>, § 4.1, 6.1.</sup>. В противной ситуации, когда температура звездного ядра достигает примерно 10<sup>8</sup> K, гелий вступает в термоядерную реакцию с [[углерод]]ом и [[кислород]]ом в ядре<ref name="evo" /><sup>,§ 5.9, chapter 6.</sup>. Энергия образуется за счёт реакции с гелием, вызывающей расширение ядра. Это создаёт давление на ближайшую оболочку из горящего водорода, что снижает уровень его энергии. Светимость звезды уменьшается, её внешняя оболочка снова сжимается и звезда покидает [[ветвь красных гигантов]] на диаграмме<ref name="psu">[http://www.astro.psu.edu/users/rbc/a534/lec23.pdf Giants and Post-Giants] {{webarchive|url=https://web.archive.org/web/20110720034111/http://www2.astro.psu.edu/users/rbc/a534/lec23.pdf |date=2011-07-20 }}, class notes, Robin Ciardullo, Astronomy 534, [[Penn State University]].</ref>. Последующая эволюция звезды зависит от её массы. Если масса звезды не очень велика, то звезда будет расположена на горизонтальном отрезке диаграммы Герцшпрунга-Рассела, или же местоположение звезды может меняться петлеобразно<ref name="evo" /><sup>, chapter 6.</sup>. Если звезда не тяжелее примерно 8 солнечных масс, то она в результате исчерпает весь свой гелий в ядре и в реакцию вступит гелий в оболочке вокруг углеродного ядра звезды. Тогда светимость звезды снова возрастет и станет как у гиганта на асимптотическом отрезке диаграммы, и звезда поднимется по асимптотической ветви диаграммы Герцшпрунга-Рассела. После того, как звезда избавится от большей части своей массы, её ядро станет таким же, как у углеродно-кислородного белого карлика<ref name="evo" /><sup>, § 7.1-7.4.</sup>.
У звёзд главной последовательности с большими массами (около 8 солнечных масс)<ref name="evo" /><sup>, p. 189</sup> в результате в реакцию вступит [[углерод]]. Светимость этих звёзд после схода с главной последовательности значительно не увеличится, но они станут более красными. Они могут превратиться в [[Красный сверхгигант|красных сверхгигантов]] или потерять массу, что будет способствовать их эволюции в [[Голубой сверхгигант|голубого сверхгиганта]]<ref>''Blowing Bubbles in the Cosmos: Astronomical Winds, Jets, and Explosions'', T. W. Hartquist, J. E. Dyson, and D. P. Ruffle, New York: Oxford University Press, 2004. ISBN 0-19-513054-5.</ref><sup>, pp. 33–35; </sup><ref name="darlingsg" />. В конечном итоге они станут [[Белый карлик|белыми карликами]], состоящими из [[кислород]]а и [[неон]]а или пройдут через стадию сжатия ядра, станут [[Сверхновая звезда|сверхновыми]] с последующим образованием [[Нейтронная звезда|нейтронных звёзд]] или [[Чёрная дыра|чёрных дыр]]<ref name="evo" /><sup>, § 7.4.4-7.8.</sup>.
Строка 19:
* '''[[Альциона (звезда)|Альциона]]''' (η Тельца), бело-голубой гигант спектрального класса B<ref>{{cite web
|
|
|
|
|
|
|
}}
</ref>, ярчайшая звезда в рассеянном скоплении [[Плеяды (звёздное скопление)|Плеяды]]<ref>
{{cite web
|
|
|
|
|
|
|
|
}}</ref>.
* '''[[Альфа Дракона|Тубан]]''' (α Дракона), белый гигант класса A<ref>{{cite web
|
|
|
|
|
|
|
}}</ref>.
* '''[[Сигма Октанта|σ Октанта]]''', жёлто-белый гигант класса F<ref>
{{cite web
|
|
|
|
|
|
|
}}</ref>.
* '''[[Капелла (звезда)|Капелла Aa]]''', жёлтый гигант класса G, один из компонентов системы Капеллы (α Возничего)<ref>
{{cite web
|
|
|
|
|
|
|
}}</ref>.
* '''[[Поллукс (звезда)|Поллукс]]''' (β Близнецов), оранжевый гигант класса K<ref>
{{cite web
|
|
|
|
|
|
|
}}</ref>.
* '''[[Мира (звезда)|Мира]]''' (ο Кита), красный гигант класса M<ref>
{{cite web
|
|
|
|
|
|
|
}}</ref>.
| |||