Jätte stjärna - Giant star

Från Wikipedia, den fria encyklopedin

En jättestjärna är en stjärna med väsentligt större radie och ljusstyrka än en huvudsekvensstjärna (eller dvärg ) med samma yttemperatur . De ligger ovanför huvudsekvensen (ljusstyrka klass V i Yerkes spektralklassificering ) på Hertzsprung – Russell-diagrammet och motsvarar ljusstyrka klass II och III . Termerna jätte och dvärg myntades för stjärnor med ganska olika ljusstyrka trots liknande temperatur eller spektraltyp av Ejnar Hertzsprung omkring 1905.

Jättestjärnor har radier upp till några hundra gånger solen och ljusstyrkan mellan 10 och några tusen gånger solens . Stjärnor som fortfarande är ljusare än jättar kallas superjättar och hyperjättar .

En het, lysande huvudsekvensstjärna kan också kallas en jätte, men vilken huvudsekvensstjärna som helst kallas en dvärg oavsett hur stor och lysande den är.

Bildning

Intern struktur av en solliknande stjärna och en röd jätte. ESO- bild.

En stjärna blir en jätte efter att allt vätgas som är tillgängligt för fusion i sin kärna har tömts och som ett resultat lämnar huvudsekvensen . Beteendet hos en stjärna efter huvudsekvensen beror till stor del på dess massa.

Mellanmassa stjärnor

För en stjärna med en massa över cirka 0,25 solmassor ( M ), när kärnan tappas av väte, dras den samman och värms upp så att väte börjar smälta i ett skal runt kärnan. Den del av stjärnan som ligger utanför skalet expanderar och svalnar, men med endast en liten ökning av ljusstyrkan, och stjärnan blir en underjätt . Den inerta heliumkärnan fortsätter att växa och öka temperaturen när den ackreterar helium från skalet, men i stjärnor upp till cirka 10-12  M ☉ blir det inte tillräckligt varmt för att börja heliumförbränning (stjärnor med högre massa är superjättar och utvecklas annorlunda ). Istället når kärnan efter bara några miljoner år gränsen Schönberg – Chandrasekhar , kollapsar snabbt och kan bli degenererad. Detta får de yttre skikten att expandera ytterligare och genererar en stark konvektionszon som tar tunga element till ytan i en process som kallas den första muddringen . Denna starka konvektion ökar också transporten av energi till ytan, ljusstyrkan ökar dramatiskt och stjärnan rör sig till den röda jättegrenen där den stabilt kommer att bränna väte i ett skal under en betydande del av hela dess livstid (ungefär 10% för en solliknande stjärna). Kärnan fortsätter att få massa, krympa och öka temperaturen, medan det finns en del massförlust i de yttre skikten. , § 5.9.

Om stjärnans massa, när den var i huvudsekvensen, var under cirka 0,4  M , kommer den aldrig att nå de centrala temperaturer som krävs för att smälta helium . , s. 169. Den kommer därför att förbli en vätefuserande röd jätte tills den tar slut på väte, vid vilken tidpunkt den blir en heliumvit dvärg . , § 4.1, 6.1. Enligt teori om stjärnutveckling kan ingen stjärna med så låg massa ha utvecklats till det stadiet inom universums ålder.

I stjärnor över ca 0,4  M kärntemperaturen når så småningom 10 8 K och helium kommer att börja säkring till kol och syre i kärnan av den trippel-alfa-processen . , § 5.9, kapitel 6. När kärnan är degenererad börjar heliumfusion explosivt , men det mesta av energin går till att lyfta degenereringen och kärnan blir konvektiv. Den energi som genereras av heliumfusion minskar trycket i det omgivande vätgasförbränningsskalet, vilket minskar dess energiproduktion. Stjärnans totala ljusstyrka minskar, dess yttre hölje dras igen och stjärnan rör sig från den röda jättegrenen till den horisontella grenen . , Kapitel 6.

När kärnan helium är uttömd, en stjärna med upp till ca 8  M har en kol-syre kärna som blir degenererad och startar helium brinner i ett skal. Som med den tidigare kollapsen av heliumkärnan startar detta konvektion i de yttre skikten, utlöser en andra muddring och orsakar en dramatisk ökning av storlek och ljusstyrka. Detta är den asymptotiska jättegrenen (AGB) som är analog med den röda jättegrenen men mer lysande, med ett väteförbrännande skal som bidrar med det mesta av energin. Stjärnor förblir bara på AGB i ungefär en miljon år och blir alltmer instabila tills de tömmer sitt bränsle, går igenom en planetnebelfas och sedan blir en kol-syrevit dvärg. , § 7.1–7.4.

Högmassa stjärnor

Huvudsekvensstjärnor med massor över cirka 12  M är redan mycket lysande och de rör sig horisontellt över HR-diagrammet när de lämnar huvudsekvensen och blir korta blå jättar innan de expanderar vidare till blå superjättar. De börjar kärn-heliumförbränning innan kärnan blir degenererad och utvecklas smidigt till röda superjättar utan en stark ökning av ljusstyrkan. I detta skede har de jämförbara ljusstyrkor med ljusa AGB-stjärnor, även om de har mycket högre massor, men kommer att öka ljusstyrkan ytterligare när de bränner tyngre element och så småningom blir en supernova.

Stjärnor i området 8-12  M har något mellanliggande egenskaper och har kallats super-AGB-stjärnor. De följer till stor del spåren av lättare stjärnor genom RGB-, HB- och AGB-faserna, men är tillräckligt stora för att initiera kärnkolförbränning och till och med lite neonförbränning. De bildar syre – magnesium – neonkärnor, som kan kollapsa i en elektronupptagande supernova, eller så kan de lämna en syre-neonvit dvärg.

O-klassens huvudsekvensstjärnor är redan mycket lysande. Jättefasen för sådana stjärnor är en kort fas med något ökad storlek och ljusstyrka innan man utvecklar en super gigantisk spektral ljusstyrka. Typ O-jättar kan vara mer än hundratusen gånger så lysande som solen, ljusare än många superjättar. Klassificeringen är komplex och svår med små skillnader mellan ljusstyrkeklasser och ett kontinuerligt intervall av mellanliggande former. De mest massiva stjärnorna utvecklar jätte- eller super gigantiska spektralfunktioner medan de fortfarande bränner väte i sina kärnor på grund av blandning av tunga element till ytan och hög ljusstyrka som ger en kraftfull stjärnvind och får stjärnans atmosfär att expandera.

Stjärnor med låg massa

En stjärna vars ursprungliga massa är mindre än cirka 0,25  M kommer inte att bli en gigantisk stjärna alls. Under större delen av sin livstid blandas sådana stjärnor grundligt av konvektion och så att de kan fortsätta smälta väte under en tid som överstiger 10 12 år, mycket längre än universums nuvarande ålder . De blir stadigt varmare och mer lysande under hela denna tid. Så småningom utvecklar de en strålande kärna, som sedan uttömmer väte i kärnan och bränner väte i ett skal som omger kärnan. (Stjärnor med en massa som överstiger 0,16  M kan expandera vid denna tidpunkt, men kommer aldrig att bli särskilt stora.) Kort därefter kommer stjärntillförseln av väte att vara helt uttömd och den blir en heliumvit dvärg . Återigen är universum för ung för att sådana stjärnor ska observeras.

Underklasser

Det finns ett brett utbud av jätteklassstjärnor och flera underavdelningar används ofta för att identifiera mindre grupper av stjärnor.

Underjättar

Subjättar är en helt separat spektroskopisk ljusstyrkeklass (IV) från jättar, men delar många funktioner med dem. Även om vissa underjättar helt enkelt är överlysande huvudsekvensstjärnor på grund av kemisk variation eller ålder, är andra ett tydligt evolutionärt spår mot riktiga jättar.

Exempel:

Ljusa jättar

En annan ljusstyrka är de ljusa jättarna (klass II), som skiljer sig från normala jättar (klass III) helt enkelt genom att vara lite större och mer lysande. Dessa har ljusstyrka mellan de normala jättarna och superjättarna, runt den absoluta magnituden −3.

Exempel:

  • Delta Orionis Aa1 (δ Ori Aa1), den primära komponenten i Mintaka, en ljus jätte av O-typ;
  • Alpha Carinae (α Car), en ljus jätte av F-typ, Canopus, klassas också ibland som en superjätt.

Röda jättar

Inom vilken gigantisk ljusstyrka som helst kallas de svalare stjärnorna i spektralklass K, M, S och C (och ibland vissa G-stjärnor) röda jättar. Röda jättar inkluderar stjärnor i ett antal distinkta evolutionära faser i deras liv: en viktig röd-gigantisk gren (RGB); en röd horisontell gren eller röd klump ; den asymptotiska jättegrenen (AGB), även om AGB-stjärnor ofta är tillräckligt stora och lysande nog för att klassificeras som superjättar; och ibland andra stora coola stjärnor som omedelbara stjärnor efter AGB. RGB-stjärnorna är den absolut vanligaste typen av jättestjärna på grund av deras måttliga massa, relativt långa stabila livslängd och ljusstyrka. De är den mest uppenbara grupperingen av stjärnor efter huvudsekvensen på de flesta HR-diagram, även om vita dvärgar är fler men mycket mindre lysande.

Exempel:

Gula jättar

Jättestjärnor med mellanliggande temperaturer (spektralklass G, F och åtminstone en del A) kallas gula jättar. De är mycket mindre än röda jättar, dels för att de bara bildas av stjärnor med något högre massor, dels för att de tillbringar mindre tid i den fasen av sina liv. De inkluderar dock ett antal viktiga klasser av variabla stjärnor. Gula stjärnor med hög ljusstyrka är i allmänhet instabila, vilket leder till instabilitetsremsan på HR-diagrammet där majoriteten av stjärnorna är pulserande variabler. Instabilitetsremsan sträcker sig från huvudsekvensen upp till stora gigantiska ljusstyrkor, men vid giganternas ljusstyrka finns det flera klasser av pulserande variabla stjärnor:

  • RR Lyrae-variabler , pulserande horisontella grenklass A (ibland F) stjärnor med perioder mindre än en dag och amplituder av en storlek mindre;
  • W Virginis-variabler , mer lysande pulserande variabler, även kända som typ Cepheids, med perioder på 10–20 dagar;
  • Typ I Cepheid-variabler , mer lysande stilla och mestadels superjättar, med ännu längre perioder;
  • Delta Scuti-variabler , inkluderar underjättar och huvudsekvensstjärnor.

Gula jättar kan vara stjärnor med måttlig massa som utvecklas för första gången mot den röda jättegrenen, eller de kan vara mer utvecklade stjärnor på den horisontella grenen. Evolutionen mot den röda jättegrenen för första gången är mycket snabb, medan stjärnor kan spendera mycket längre tid på den horisontella grenen. Horisontella grenar med mer tunga element och lägre massa är mer instabila.

Exempel:

  • Sigma Octantis (σ Octantis), en gigant av F-typ och en Delta Scuti-variabel;
  • Alpha Aurigae Aa (α Aurigae Aa), en jätte av G-typ, en av stjärnorna som utgör Capella.

Blå (och ibland vita) jättar

De hetaste jättarna, av spektralklasserna O, B och ibland tidigt A, kallas blå jättar . Ibland kan stjärnor av A- och sen-B-typ kallas vita jättar.

De blå jättarna är en mycket heterogen gruppering, allt från stjärnor med hög massa, hög ljusstyrka som bara lämnar huvudsekvensen till stjärnor med låg massa, horisontella grenar . Högmassstjärnor lämnar huvudsekvensen för att bli blå jättar, sedan ljusblå jättar och sedan blå superjättar, innan de expanderar till röda superjättar, även om de allra högsta massorna är jättestadiet så kort och smal att det knappast kan särskiljas från en blå superjätte.

Kärn-helium-brinnande stjärnor med lägre massa utvecklas från röda jättar längs den horisontella grenen och sedan tillbaka igen till den asymptotiska jättegrenen , och beroende på massa och metallicitet kan de bli blå jättar. Man tror att vissa post-AGB-stjärnor som upplever en sen termisk puls kan bli märkliga blå jättar.

Exempel:

  • Alcyone (η Tauri), en jätte av B-typ, den ljusaste stjärnan i Plejaderna ;
  • Thuban (α Draconis), en jätte A-typ.

Referenser

externa länkar