Divovska zvezda

Divovska zvezda je zvezda sa znatno većim radiusom i luminoznošću od onih u glavnom nizu (ili patuljastih) zvezda iste površinske toplote.^[1] One leže iznad glavnog niza (klasa luminoznosti V u Jerksovoj spektralnoj klasifikaciji^[2]^[3]^[4]) na Hercšprung—Raselovom dijagramu i odgovaraju klasama luminoznosti II i III.^[5] Ejnar Hercšprung je 1905. godine formulisao pojmove div i patuljak za zvezde sasvim različite luminoznosti uprkos sličnih temperatura ili spektralnih tipova.^[6]

Divovske zvezde imaju radijuse koji su do nekoliko stotina puta vići od Sunčevog i luminoznost između 10 i nekoliko hiljada puta veću od Sunca. Zvezde koje su još svetlije od divova nazivaju se superdivovi i hiperdivovi. Vrela, blistava zvezda glavnog niza takođe može biti nazvana div, mada se svaka zvezda glavnog niza ispravno naziva patuljak, bez obzira koliko je velika i blistava.^[7]

Formiranje

Unutrašnja struktura zvezde slične Suncu i crvenog diva. ESO imidž.

Zvezda postaje div nakon što je sav vodonik dostupan za fuziju u njenom jezgru potrošen i, kao rezultat toga, napušta glavni niz.^[5] Ponašanje zvezde post-glavne sekvence u velikoj meri zavisi od njene mase.

Zvezde srednjih masa

Za zvezdu sa masom iznad oko 0,25 solarnih masa (M_☉), kada se iz jezgra iscrpi vodonik, ono se kontrahuje i zagreva tako da vodonik počinje da se stapa u ljusci oko jezgra. Deo zvezde izvan ljuske se širi i hladi, ali sa samo malim povećanjem luminoznosti, i zvezda postaje subdivovska. Jezgro inertnog helijuma nastavlja da raste i povećava temperaturu dok nagomilava helijum iz ljuske, ali u zvezdama do oko 10-12 M_☉ ne postaje dovoljno vruće da započne sagorevanje helijuma (zvezde veće mase su superdivovi i evoluiraju različito). Umesto toga, nakon samo nekoliko miliona godina jezgro dostiže granicu Šenberga–Čandrasekara, brzo kolapsira i može postati degenerisano. Ovo uzrokuje da se spoljni slojevi još više prošire, i generiše se jaka konvektivna zona koja dovodi teške elemente na površinu u procesu koji se naziva prvo iskopavanje. Ova jaka konvekcija takođe povećava prenos energije na površinu, luminoznost se dramatično povećava, a zvezda se pomera na granu crvenog diva gde će stabilno sagorevati vodonik u ljusci tokom značajnog dela svog života (oko 10% za zvezdu nalik Suncu). Jezgro nastavlja da dobija masu, da se kontrahuje i povećava temperaturu, dok u spoljnim slojevima dolazi do gubitka mase.^[8]^{, § 5.9.}

Ako je masa zvezde, kada je u glavnoj sekvenci, bila ispod približno 0,4 M_☉, nikada neće dostići centralne temperature potrebne za fuziju helijuma.^[9]^{‍:p. 169.} Ona će stoga ostati crveni div koji fuzioniše vodonik dok ne ponestane vodonika, kada će postati helijumski beli patuljak.^[8]^{‍:§ 4.1, 6.1.} Prema teoriji evolucije zvezda, nijedna zvezda tako niske mase ne može da evoluira do tog stupnja u okviru starosti svemira.

U zvezdama iznad oko 0,4 M_☉ temperatura jezgra na kraju dostigne 10⁸ K, i helijum počinje da se stapa u ugljenik i kiseonik trostrukim-alfa procesom u jezgru.^[8]^{‍:§ 5.9, poglavlje 6.} Kad se jezgro degeneriše fuzija počinje eksplozivno, ali većina energije ide u povećanje degeneracije i jezgro postaje konvektivno. Energija stvorena fuzijom helijuma smanjuje pritisak u okolnoj ljusci koja sagoreva vodonik, što smanjuje brzinu proizvodnje energije. Ukupna luminoznost zvezde se smanjuje, spoljni omotač se ponovo kontrahuje, i zvezda prelazi iz grane crvenog diva u horizontalnu granu.^[8]^[10]^{‍:poglavlje 6.}

Kada se iscrpi helijumsko jezgro, zvezda sa oko 8 M_☉ ima ugljenično-kiseonično jezgro koje postaje degenerisano i počinje sagorevanje helijuma u ljusci. Kao i kod ranijeg kolapsa helijumskog jezgra, to počinje konvekcijom u spoljašnjim slojevima, izaziva drugo iskopavanje i uzrokuje dramatično povećanje veličine i sjajnosti. Ovo je grana asimptotskog diva (AGB) koja je analogna grani crvenog diva, ali je svetlija, i ljuska koja sagoreva vodonik daje najveći deo energije. Zvezde ostaju u AGB obliku samo oko milion godina, postajući sve nestabilnije dok ne iscrpe svoje gorivo, prolaze kroz fazu planetarne maglice, a zatim postaju ugljenično-kiseonični beli patuljci.^[8]^{‍:§ 7.1–7.4.}

Zvezde velike mase

Zvezde glavne sekvence sa masama iznad oko 12 M_☉ su već vrlo blistave i kreću se horizontalno preko HR dijagrama kada napuste glavni niz, nakratko postaju plavi divovi pre nego što se prošire dalje u plave superdivove. One započinju sagorevanje helijuma u jezgru pre nego što jezgro postane degenerirano i razvijaju se u crvene superdivove bez snažnog povećanja luminoznosti. U ovoj fazi imaju uporedive luminoznosti sa svetlim AGB zvezdama, iako imaju mnogo veće mase, ali će dalje povećavati luminoznost dok spaljuju teže elemente i na kraju postaju supernove. Zvezde u opsegu 8-12 M_☉ imaju donekle srednja svojstava i nazivaju su super-AGB zvezde.^[11] One uglavnom prate tragove lakših zvezda kroz RGB, HB i AGB faze, ali su dovoljno masivne da pokrenu sagorevanja ugljenika u jezgru, pa čak i neonsko gorenje. One formiraju jezgra od kiseonika, magnezijuma i neona, koje se mogu kolapsirati u supernovu koja zarobljava elektrone, ili mogu ostaviti iza sebe kiseonično-neonski beli patuljak.

Zvezde glavnog niza klase O klase su već jako luminozne. Divovska faza za takve zvezde je kratka sa blago povećanom veličinom i luminoznošću pre nego što se razvije superdivovska klasa spektralne limunoznosti. Divovi tipa O mogu biti više od stotinu hiljada puta blistaviji od sunca, svetliji od mnogih superdivova. Klasifikacija je složena i teška sa malim razlikama između klasa luminoznosti i kontinuiranog raspona intermedijarnih oblika. Najmasivnije zvezde razvijaju divovske ili superdivovske spektralne karakteristike dok još uvek sagorevaju vodonik u svojim jezgrama, zbog mešanja teških elemenata sa površinom i visoke luminoznosti koja proizvodi snažan zvezdani vetar i uzrokuje širenje atmosfere zvezde.

Zvezde male mase

Zvezda čija je početna masa manja od približno 0.25 M_☉ uopšte neće postati divovska zvezda. Tokom većig dela njihovog života, takve zvezde imaju unutrašnju unutrašnjost temeljno pomešanu konvekcijom i tako mogu nastaviti da vrše fuziju vodonika tokom vremenskog perioda dužeg od 10¹² godina, mnogo duže od sadašnje starosti svemira. One postojano postaju toplije i svetlije tokom tog vremena. Na kraju, one razviju radijaciono jezgro, a zatim iscrpljuju vodonik u jezgru i sagorevaju vodonik u ljusci koja okružuje jezgro. (Zvezde sa masom većom od 0.16 M_☉ mogu se proširiti u ovom trenutku, ali nikada neće postati veoma velike.) Ubrzo nakon toga, zaliha vodonika zvezde će biti potpuno iscrpljena i ona će postati helijumski beli patuljak.^[12] Povovo, svemir je suviše mlad da bi se takve zvezde mogle posmatrati.

Reference

^ Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press. Moore, Patrick (2002). Astronomy Encyclopedia. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-521833-6.
^ Universe, Physics And (2013-06-14). „The Yerkes spectral classification”. Physics and Universe (на језику: енглески). Приступљено 2022-08-31.
^ UCL (2018-11-30). „The MKK and Revised MK Atlas”. UCL Observatory (UCLO) (на језику: енглески). Приступљено 2022-08-31.
^ Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification. The University of Chicago Press. Bibcode:1943assw.book.....M. OCLC 1806249.
^ ^а ^б giant, entry in The Facts on File Dictionary of Astronomy, ed. John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., . Daintith, John; Gould, William (2006). The Facts on File Dictionary of Astronomy (5th изд.). Facts on File. ISBN 978-0-8160-5998-0.
^ Russell, Henry Norris (1914). „Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars”. Popular Astronomy. 22: 275—294. Bibcode:1914PA.....22..275R.
^ Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press. Mitton, Jacqueline (2001). Cambridge Dictionary of Astronomy. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-80045-7.
^ ^а ^б ^в ^г ^д Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd. Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. Wiley. ISBN 978-0-470-09219-4.
^ Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.
^ Giants and Post-Giants 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). „Spectral Classification and Properties of the OVz Stars in the Galactic O Star Spectroscopic Survey (GOSSS)”. The Astronomical Journal. 152 (2): 31. Bibcode:2016AJ....152...31A. S2CID 119259952. arXiv:1604.03842  . doi:10.3847/0004-6256/152/2/31  .

Spoljašnje veze

Interactive giant-star comparison.

[oxford-1] Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press. Moore, Patrick (2002). Astronomy Encyclopedia. Oxford University Press. ISBN 978-0-19-521833-6.

[2] Universe, Physics And (2013-06-14). „The Yerkes spectral classification”. Physics and Universe (на језику: енглески). Приступљено 2022-08-31.

[3] UCL (2018-11-30). „The MKK and Revised MK Atlas”. UCL Observatory (UCLO) (на језику: енглески). Приступљено 2022-08-31.

[4] Morgan, William Wilson; Keenan, Philip Childs; Kellman, Edith (1943). An atlas of stellar spectra, with an outline of spectral classification. The University of Chicago Press. Bibcode:1943assw.book.....M. OCLC 1806249.

[fof-5] а ^б giant, entry in The Facts on File Dictionary of Astronomy, ed. John Daintith and William Gould, New York: Facts On File, Inc., . Daintith, John; Gould, William (2006). The Facts on File Dictionary of Astronomy (5th изд.). Facts on File. ISBN 978-0-8160-5998-0.

[HRN-6] Russell, Henry Norris (1914). „Relations Between the Spectra and Other Characteristics of the Stars”. Popular Astronomy. 22: 275—294. Bibcode:1914PA.....22..275R.

[cambridge-7] Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press. Mitton, Jacqueline (2001). Cambridge Dictionary of Astronomy. Cambridge University Press. ISBN 978-0-521-80045-7.

[evo-8] а ^б ^в ^г ^д Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd. Salaris, Maurizio; Cassisi, Santi (2005). Evolution of Stars and Stellar Populations. Wiley. ISBN 978-0-470-09219-4.

[9] Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.

[psu-10] Giants and Post-Giants 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]