Obří hvězda - Giant star
Obří hvězda je hvězda s podstatně větším poloměrem a svítivostí než hlavní-sekvence (nebo trpasličí ) hvězdy stejné povrchové teploty . Leží nad hlavní posloupností (třída jasu V ve Yerkesově spektrální klasifikaci ) na Hertzsprungově-Russellově diagramu a odpovídají třídám svítivosti II a III . Termíny obří i trpasličí byl vytvořen pro hvězdy zcela odlišné světelnosti přes podobné teploty nebo spektrálního typu podle Ejnar Hertzsprung asi 1905.
Obří hvězdy mají poloměry až několikanásobně vyšší než Slunce a světelnost mezi desetinásobkem a několika tisíckrát většími než Slunce . Hvězdy, které jsou stále jasnější než obři, se označují jako supergianty a hypergigany .
Horká, zářící hvězda hlavní sekvence může být také označována jako obr, ale každá hvězda hlavní sekvence se správně nazývá trpaslík bez ohledu na to, jak velká a světelná je.
Formace
Hvězda se stane obrem poté, co byl vyčerpán veškerý vodík dostupný pro fúzi v jejím jádru, a v důsledku toho opustí hlavní sekvenci . Chování hvězdy po hlavní posloupnosti závisí do značné míry na její hmotnosti.
Hvězdy střední hmoty
U hvězdy s hmotností nad asi 0,25 sluneční hmoty ( M ☉ ), jakmile je jádro vyčerpáno z vodíku , smrští se a zahřívá, takže vodík začne fúzovat ve skořápce kolem jádra. Část hvězdy mimo skořápku se rozpíná a ochlazuje, ale pouze s malým nárůstem svítivosti a hvězda se stává subgiantem . Inertní jádro helia nadále roste a zvyšuje se teplota, protože akumuluje hélium ze skořápky, ale ve hvězdách do asi 10–12 M become se nezhřeje natolik, aby mohlo začít hořet (hvězdy s vyšší hmotností jsou supergianty a vyvíjejí se odlišně ). Místo toho jádro po pouhých několika milionech let dosáhne hranice Schönberg – Chandrasekhar , rychle se zhroutí a může zdegenerovat. To způsobí, že se vnější vrstvy ještě více rozšíří a vytvoří silnou konvekční zónu, která vnáší na povrch těžké prvky v procesu zvaném první bagrování . Tato silná konvekce také zvyšuje transport energie na povrch, dramaticky se zvyšuje svítivost a hvězda se pohybuje na větev červeného obra, kde bude stabilně spalovat vodík ve skořápce po podstatnou část své životnosti (zhruba 10% pro hvězda podobná slunci). Jádro pokračuje v získávání hmoty, smršťování a zvyšování teploty, zatímco ve vnějších vrstvách dochází k určité ztrátě hmoty. , § 5.9.
Pokud by byla hmotnost hvězdy v hlavní sekvenci pod přibližně 0,4 M ☉ , nikdy nedosáhla středních teplot nutných k fúzi hélia . , str. 169. Zůstane tedy červeným obrem spojujícím vodík, dokud mu nedojde vodík, a poté se z něj stane hélium bílý trpaslík . , § 4.1, 6.1. Podle teorie hvězdné evoluce se žádná hvězda s tak nízkou hmotností nemohla vyvinout do této fáze ve věku vesmíru.
V hvězdy nad asi 0,4 M ☉ teplota jádra se nakonec dosáhne 10 8 K a helium začne pojistky na uhlík a kyslík v jádře, které trojnásobný-alpha proces . , § 5.9, kapitola 6. Když je jádro zdegenerováno, začíná fúze helia výbušně , ale většina energie jde do zvednutí degenerace a jádro se stává konvektivní. Energie generovaná fúzí hélia snižuje tlak v okolní skořápce spalující vodík, což snižuje její rychlost výroby energie. Celková svítivost hvězdy klesá, její vnější obálka se znovu smršťuje a hvězda se pohybuje z větve červeného obra do vodorovné větve . , Kapitola 6.
Když je hélium jádra vyčerpáno, má hvězda s asi 8 M core jádro uhlík-kyslík, které zdegeneruje a začne hořet ve skořápce. Stejně jako u dřívějšího zhroucení heliového jádra začíná toto konvekce ve vnějších vrstvách, spouští se druhý bagr a způsobuje dramatický nárůst velikosti a svítivosti. Toto je asymptotická obří větev (AGB) analogická větvi červeného obra, ale světelnější, přičemž většinu energie přispívá plášť spalující vodík. Hvězdy zůstávají v AGB pouze asi milion let a jsou stále nestabilnější, dokud nevyčerpají palivo, neprojdou fází planetární mlhoviny a poté se z nich stane bílý trpaslík uhlík-kyslík. , § 7.1–7.4.
Hvězdy s vysokou hmotností
Hvězdy hlavní posloupnosti s hmotností nad 12 M ☉ jsou již velmi zářivé a pohybují se vodorovně napříč HR diagramem, když opouštějí hlavní posloupnost, krátce se stávají modrými obry, než se dále rozšíří na modré supergianty. Začnou hořet jádro-hélium dříve, než se jádro zvrhne a plynule se vyvinou do červených supergiantů bez silného zvýšení svítivosti. V této fázi mají srovnatelnou svítivost s jasnými hvězdami AGB, i když mají mnohem vyšší hmotnosti, ale budou se dále zvyšovat, protože spálí těžší prvky a nakonec se stanou supernovou.
Hvězdy v rozmezí 8–12 M ☉ mají poněkud střední vlastnosti a byly nazývány hvězdami super-AGB. Do značné míry sledují stopy lehčích hvězd ve fázích RGB, HB a AGB, ale jsou dostatečně masivní na to, aby iniciovaly spalování jádra uhlíku a dokonce i hoření neonů. Tvoří kyslík – hořčík – neonová jádra, která se mohou zhroutit v supernově zachycující elektrony, nebo mohou zanechat kyslíkově – neonově bílého trpaslíka.
Hvězdy hlavní sekvence třídy O jsou již velmi světelné. Obří fáze pro takové hvězdy je krátká fáze mírně zvýšené velikosti a svítivosti, než se vyvine třída superobrovského spektrálního jasu. Obři typu O mohou být více než stotisíckrát zářivější než slunce, jasnější než mnozí superobři. Klasifikace je složitá a obtížná s malými rozdíly mezi třídami svítivosti a kontinuálním rozsahem mezilehlých forem. Nejmohutnější hvězdy vyvíjejí obří nebo superobří spektrální rysy, zatímco stále spalují vodík ve svých jádrech, v důsledku míchání těžkých prvků na povrch a vysoké světelnosti, která produkuje silný hvězdný vítr a způsobuje rozpínání atmosféry hvězdy.
Nízkohmotné hvězdy
Hvězda, jejíž počáteční hmotnost je menší než přibližně 0,25 M ☉, se vůbec nestane obří hvězdou. Po většinu svého života mají takové hvězdy svůj vnitřek důkladně promíchaný konvekcí, a tak mohou pokračovat v fúzi vodíku po dobu přesahující 10 12 let, mnohem déle, než je současný věk vesmíru . Během této doby se neustále zahřívají a svítí. Nakonec vyvinou radiační jádro, které následně vyčerpá vodík v jádru a spaluje vodík v plášti obklopujícím jádro. (Hvězdy s hmotností převyšující 0,16 M ☉ se v tomto bodě mohou rozpínat, ale nikdy nebudou příliš velké.) Krátce poté bude přísun vodíku hvězdou zcela vyčerpán a stane se z něj hélium bílý trpaslík . Vesmír je opět příliš mladý na to, aby bylo možné pozorovat jakékoli takové hvězdy.
Podtřídy
Existuje široká škála hvězd obří třídy a několik dělení se běžně používá k identifikaci menších skupin hvězd.
Subgiants
Subgiants jsou zcela samostatnou spektroskopickou třídou svítivosti (IV) od gigantů, ale sdílejí s nimi mnoho funkcí. Ačkoli někteří subgiganti jsou jednoduše nadsvětlené hvězdy hlavní posloupnosti kvůli chemickým změnám nebo stáří, jiné představují zřetelnou evoluční cestu ke skutečným gigantům.
Příklady:
- Gamma Geminorum (γ Gem), subgiant typu A;
- Eta Bootis (η Boo), subgiant typu G.
Jasní obři
Další třídou svítivosti jsou jasní obři (třída II), odlišující se od normálních obrů (třída III) jednoduše tím, že jsou o něco větší a zářivější. Mají svítivost mezi normálními obry a supergianty kolem absolutní velikosti −3.
Příklady:
- Delta Orionis Aa1 (δ Ori Aa1), primární složka Mintaka, jasného obra typu O;
- Alpha Carinae (α Car), jasný obr typu F, Canopus, se také někdy klasifikoval jako superobr.
Rudí obři
V rámci jakékoli obří třídy svítivosti se chladnějším hvězdám spektrální třídy K, M, S a C (a někdy i některým hvězdám typu G) říká červení obři. Rudí obři zahrnují hvězdy v řadě odlišných vývojových fází svého života: hlavní větev červeného obra (RGB); červená vodorovná větev nebo červený shluk ; asymptotic obří větev (AGB), ačkoli AGB hvězdy jsou často dostatečně velké a světlé natolik, aby se klasifikují jako supergiants; a někdy i jiné velké chladné hvězdy, jako jsou bezprostřední hvězdy po AGB. Hvězdy RGB jsou zdaleka nejběžnějším typem obří hvězdy díky své střední hmotě, relativně dlouhé stabilní životnosti a světelnosti. Jedná se o nejviditelnější seskupení hvězd po hlavní posloupnosti na většině HR diagramů, i když bílí trpaslíci jsou početnější, ale mnohem méně světelní.
Příklady:
- Pollux
- Epsilon Ophiuchi , červený obr G-typu.
- Arcturus (α Bootes), obr K typu.
- Gamma Comae Berenices (γ Comae Berenices), obr K typu.
- Mira (ο Ceti), obr typu M a prototyp proměnné Mira.
- Aldebaran , obr K typu
Žlutí obři
Obří hvězdy s mezilehlými teplotami (spektrální třída G, F a alespoň část A) se nazývají žluté obry. Jsou mnohem méně početní než rudí obři, jednak proto, že se tvoří pouze z hvězd s poněkud vyšší hmotností, jednak proto, že v této fázi svého života stráví méně času. Zahrnují však řadu důležitých tříd proměnných hvězd. Žluté hvězdy s vysokou svítivostí jsou obecně nestabilní, což vede k pruhu nestability na HR diagramu, kde většina hvězd jsou pulzující proměnné. Pás nestability sahá od hlavní sekvence až po hyperobří svítivosti, ale u svítivosti obrů existuje několik tříd pulzujících proměnných hvězd:
- Proměnné RR Lyrae , pulzující hvězdy třídy A (někdy F) s horizontální větví s periodami kratšími než jeden den a amplitudami o velikosti menší;
- W Proměnné Virginis , více světelné pulzující proměnné známé také jako cefeidy typu II, s obdobími 10–20 dnů;
- Cefeidové proměnné typu I , stále zářivější a většinou supergianty, s ještě delšími obdobími;
- Proměnné Delta Scuti zahrnují hvězdy subgiantní a hlavní posloupnosti.
Žlutí obři mohou být hvězdy střední hmotnosti vyvíjející se poprvé směrem k větvi červeného obra, nebo to mohou být více vyvinuté hvězdy na vodorovné větvi. První vývoj směrem k větvi červeného obra je velmi rychlý, zatímco hvězdy mohou na horizontální větvi strávit mnohem déle. Hvězdy s horizontální větví, s více těžkými prvky a nižší hmotností, jsou nestabilnější.
Příklady:
- Sigma Octantis (σ Octantis), obr typu F a proměnná Delta Scuti;
- Alpha Aurigae Aa (α Aurigae Aa), obr typu G, jedna z hvězd tvořících Capellu.
Modré (a někdy i bílé) obry
Nejžhavější obři ze spektrálních tříd O, B a někdy brzy A se nazývají modří obři . Někdy mohou být hvězdy typu A a pozdního typu B označovány jako bílé obry.
Modří obři jsou velmi heterogenní seskupení, od hvězd s vysokou hmotností a vysokou svítivostí, které právě opouštějí hlavní sekvenci, po hvězdy s nízkou hmotností a horizontální větví . Hvězdy s vyšší hmotností opouštějí hlavní sekvenci, aby se staly modrými obry, pak jasně modrými obry a poté modrými superobry, než se rozšíří do červených superobrů, i když u nejvyšších hmot je obří fáze tak krátká a úzká, že ji lze jen těžko odlišit od modrý superobr.
Hvězdy spalující jádro a hélium s nižší hmotností se vyvíjejí z červených obrů podél horizontální větve a poté zpět do asymptotické obrovské větve a podle hmotnosti a metalicity se mohou stát modrými obry. Předpokládá se, že některé hvězdy po AGB, které zažívají pozdní tepelný puls, se mohou stát zvláštními modrými obry.
Příklady:
Reference
externí odkazy
- Interaktivní srovnání obřích hvězd.