Красные гиганты, белые карлики, пульсары

Общие сведения

Рождение всех звезд происходит одинаково. Гигантское облако молекулярного водорода начинает сжиматься в шар под влиянием гравитации, пока внутренняя температура не спровоцирует ядерный синтез. На протяжении всего существования светила пребывают в состоянии борьбы с собой, внешний слой давит силой тяжести, а ядро – силой разогретого вещества, стремящегося расширится. В процессе существования водород и гелий постепенно выгорают в центре и обычные светила, имеющие значительную массу, становятся сверхгигантами. Встречаются такие объекты в молодых образованиях, таких как неправильные галактики или рассеянные скопления.


Молодые и старые Красные гиганты

Звёзды в процессе своей эволюции могут достигать поздних спектральных классов и высоких светимостей на двух этапах своего развития: на стадии звездообразования и поздних стадиях эволюции.

Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы. В это время звезда излучает за счёт гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии. По мере сжатия температура поверхности таких звёзд растёт, но вследствие уменьшения размеров и площади излучающей поверхности падает светимость. В конечном итоге в их ядрах начинается реакция термоядерного синтеза гелия из водорода (протон-протонный цикл, а для массивных звёзд также CNO-цикл), и молодая звезда выходит на главную последовательность.

На поздних стадиях эволюции звёзд после выгорания водорода в их недрах и образования «пассивного» (не участвующего в термоядерных реакциях) гелиевого ядра звёзды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов. Перед тем как перейти в стадию красного гиганта, звезда проходит промежуточную стадию — стадию субгиганта. Субгигант — это звезда, в ядре которой уже прекратились термоядерные реакции с участием водорода, но горение гелия ещё не началось, так как гелиевое ядро недостаточно разогрето.

В современной астрофизике термин красные гиганты относится, как правило, к таким проэволюционировавшим звёздам, сошедшим с главной последовательности; молодые звёзды, не вышедшие на главную последовательность, обобщённо называют протозвёздами.

Завершающие стадии эволюции красных гигантов

Пути эволюции красных гигантов в зависимости от их массы
Масса Ядерные реакции Процессы в ходе эволюции Остаток
0,1—0,5 Водородный слоевой источник Образуется вырожденное гелиевое ядро, оболочка рассеивается He-белый карлик с массой до 0,5 солнечных
0,5—8 Двойной слоевой источник Образуется вырожденное СО-ядро с массой до 1,2 M, на стадии асимптотической ветви гигантов происходит сброс оболочки с образованием планетарной туманности, наблюдающейся ~104 лет СО-белый карлик массой 0,5—1,2 солнечных, планетарная туманность
8—12 Двойной слоевой источник, затем «загорание» углерода в недрах
  1. «Горение» углерода останавливается из-за вырождения O-Ne-Mg ядра, оболочка рассеивается
  2. В некоторых случаях углеродная детонация ядра, наблюдающаяся как вспышка сверхновой типа II
  1. O-Ne-Mg-белый карлик с массой, близкой к пределу Чандрасекара
  2. Звезда полностью рассеивается при вспышке
12—30 Вырождение в ядре не наступает и нуклеосинтез идёт вплоть до образования элементов железного пика (Fe, Co, Ni) Ядро с массой 1,5—2 солнечных коллапсирует в нейтронную звезду, коллапс наблюдается как вспышка сверхновой типа II (при наличии протяжённой водородной оболочки) или Ib/с (коллапс ядра звезды Вольфа — Райе), сброшенная оболочка в течение ~104 лет наблюдается как остаток сверхновой Нейтронная звезда
> 30 Процессы неясны Процессы неясны Чёрная дыра с массой от 3 солнечных?

Примечания

  1. Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
  3. ↑ giant, entry in 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.
  4. Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  5. 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.

Происхождение и строение[править | править код]

«Молодые» и «старые»править | править код

Звёзды в процессе своей эволюции могут достигать поздних спектральных классов и высоких светимостей на двух этапах своего развития: на стадии звездообразования и поздних стадиях эволюции.

Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы — этот этап длится от ~ 103 лет для массивных звёзд с массами и до ~ 108 лет для маломассивных звёзд с . В это время звезда излучает за счёт гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии. По мере сжатия температура поверхности таких звёзд растёт, но вследствие уменьшения размеров и площади излучающей поверхности падает светимость. В конечном итоге в их ядрах начинается реакция термоядерного синтеза гелия из водорода (протон-протонный цикл, а для массивных звёзд также CNO-цикл), и молодая звезда выходит на главную последовательность.

Примеры голубых сверхгигантов

Ригель

Самый известный пример — Ригель (бета Ориона), самая яркая звезда в созвездии Орион, масса которой приблизительно в 20 раз больше массы Солнца и его светимость примерно в 130 000 раз выше солнечной, а значит, это одна из самых мощных звёзд в Галактике (во всяком случае, самая мощная из ярчайших звёзд на небе, так как Ригель — ближайшая из звёзд с такой огромной светимостью). Древние египтяне связывали Ригель с Сахом — царём звёзд и покровителем умерших, а позже — с Осирисом.

Гамма Парусов

Гамма Парусов — кратная звезда, ярчайшая в созвездии Паруса. Имеет видимую звёздную величину в +1,7m. Расстояние до звёзд системы оценивается в 800 световых лет. Гамма Парусов (Регор) — массивный голубой сверхгигант. Имеет массу в 30 раз больше массы Солнца. Его диаметр в 8 раз больше солнечного. Светимость Регора — 10 600 солнечных светимостей. Необычный спектр звезды, где вместо тёмных линий поглощения имеются яркие эмисионные линии излучения, дал название звезде как «Спектральная жемчужина южного неба»

Альфа Жирафа

Расстояние до звезды примерно 7 тысяч световых лет, и тем не менее, звезда видна невооружённым глазом. Это третья по яркости звезда в созвездии Жирафа, первое и второе место занимают Бета Жирафа и CS Жирафа соответственно. Альфа Жирафа имеет светимость 620 000 солнечных.

Дзета Ориона

Дзета Ориона (имеет название Альнитак) — звезда в созвездии Ориона, которая является самой яркой звездой класса O с визуальной звездной величиной +1,72 (в максимуме +1,72 и в минимуме до +1,79), левая и самая близкая звезда астеризма «Пояса Ориона». Расстояние до звезды — около 800 световых лет, светимость примерно 35 000 солнечных.

Тау Большого Пса

Дзета Кормы в представлении художника

Спектрально-двойная звезда в созвездии Большого Пса. Она является наиболее яркой звездой рассеянного звёздного скопления NGC 2362, находясь на расстоянии 3200 св. лет от Земли. Тау Большого Пса — голубой сверхгигант спектрального класса O с видимой звёздной величиной +4,37m. Звёздная система Тау Большого Пса состоит, по крайней мере, из пяти компонентов. В первом приближении Тау Большого Пса — тройная звезда в которой две звезды имеют видимую звёздную величину +4,4m и +5,3m и отстоят друг от друга на 0,15 угловых секунд, а третья звезда имеет видимую звёздную величину +10m и и отстоит от них на 8 угловых секунд, обращаясь с периодом 155 дней вокруг внутренней пары.

Дзета Кормы

Дзета Кормы — ярчайшая звезда созвездия Кормы. Звезда имеет собственное имя Наос. Это массивная голубая звезда, имеющая светимость 870 000 светимостей Солнца, что делает её одной из самых ярких звёзд в Галактике. Дзета Кормы массивнее Солнца в 59 раз. Имеет спектральный класс O9.

Ядерные источники энергии и их связь со строением красных гигантов

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия в pp-цикле и (для массивных звёзд) в CNO-цикле. Такое выгорание приводит к накоплению в центральных частях звезды гелия, который при сравнительно низких температурах и давлениях ещё не может вступать в термоядерные реакции. Прекращение энерговыделения в ядре звезды ведёт к сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности ядра. Рост температуры и плотности в звёздном ядре приводит к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах порядка 108К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера между ядрами: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием крайне нестабильного изотопа бериллия 8Be:

4He + 4He = 8Be.

Бо́льшая часть 8Be, имеющего период полураспада всего 6,7×10−17 секунды, снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении 8Be с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода 12C:

8Be + 4He = 12C + 7,3 МэВ.

Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию Be8 (например, при температуре ~108 К отношение концентраций 8Be/4He ~ 10−10), скорость тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока: так, для диапазона температур T ≈ 1—2·108 К энерговыделение

ε3α=108ρ2Y3⋅(T108K)30,{\displaystyle \varepsilon _{3\alpha }=10^{8}\rho ^{2}Y^{3}\cdot \left({T \over {10^{8}\mathrm {K} }}\right)^{30},}

где Y — парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае, когда водород почти «выгорел», она близка к единице).

Начало тройной гелиевой реакции в вырожденных ядрах маломассивных (масса до ~2,25 M) красных гигантов имеет взрывоподобный характер, что приводит к резкому, но очень кратковременному (~104—105 лет) росту их светимости — гелиевой вспышке.

Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем CNO-цикл: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются всё более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.

Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции (и реакций синтеза более тяжёлых ядер) с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро.

Основные характеристики

По яркости красный сверхгигант занимает 9 место в ночном небе. Блеск ее от 0,2 до 1,9 звездной величины изменяется в течении 2070 суток. Относится к спектральному классу m1-2 la lab.

Размер звезды

Радиус звезды равняется 600 диаметрам Солнца. А масса равна 20 массам Солнца. Объем в 300 миллионов разпревышает объем Солнца.

Атмосфера звезды разрежена, а плотность гораздо ниже Солнца. Угловой диаметр ее составляет 0,050 угловых секунд. Он меняется в зависимости от светимости гиганта.

Радиус астрономы измерили с помощью пространственного ИК интерферометра. Был высчитан период вращения звезды, который составляет 18 лет.

Сравнение размеров Бетельгейзе с другими космическими объектами (иллюстрация из открытых источников)

Температура

Температура красного сверхгиганта составляет 3 000 градусов по Кельвину (2 726,8 по Цельсию).


Красный сверхгигант намного холоднее Солнца. Так как температура звезды Солнечной системы составляет 5 547 градусов по Кельвину (5 273,9 градусов по Цельсию).

Образование

Звезда становится гигантом после того, как весь водород, доступный для реакции в ядре звезды, был использован, и, как следствие, звезда оставила главную последовательность. Звезда, начальная масса которой не превышает примерно 0,4 солнечных масс, никогда не станет звездой-гигантом. Это происходит потому, что вещество внутри тел таких звёзд сильно перемешано конвекцией, и поэтому водород продолжает участвовать в реакции до тех пор, пока не израсходуется полностью, — и в этой точке такая звезда превращается в белого карлика, состоящего преимущественно из гелия. Это истощение звёздного водородного термоядерного топлива, тем не менее, по прогнозам может занять времени значительно больше, чем прошло до сегодняшнего дня с момента образования Вселенной.

Внутренняя структура подобной Солнцу звезды и красного гиганта.

Если масса звезды превышает этот минимум, то, когда она потребит весь водород, доступный в её ядре для термоядерных реакций, — ядро звезды начнёт сжиматься. Теперь водород реагирует с гелием в оболочке вокруг богатого гелием ядра и часть звезды за пределами оболочки расширяется и охлаждается. В этой стадии своей эволюции, отмеченной как субгиганты на диаграмме Герцшпрунга-Рассела, светимость звезды остаётся примерно постоянной и температура её поверхности понижается. В конце концов звезда начинает подниматься до 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, § 5.9..

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» гелия, стр. 169.. Поэтому такая звезда и далее будет красным гигантом с термоядерным «горением» водорода, пока не начнёт превращаться в гелиевый белый карлик, § 4.1, 6.1.. В противной ситуации, когда температура звездного ядра достигает примерно 108 K, гелий вступает в термоядерную реакцию с углеродом и кислородом в ядре,§ 5.9, chapter 6.. 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. 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, chapter 6.. 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, § 7.1-7.4..

У звёзд главной последовательности с большими массами (около 8 солнечных масс), p. 189 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 красных сверхгигантов или потерять массу, что будет способствовать их эволюции в голубого сверхгиганта, pp. 33–35;  . В конечном итоге они станут белыми карликами, состоящими из кислорода и неона или пройдут через стадию сжатия ядра, станут сверхновыми с последующим образованием нейтронных звёзд или чёрных дыр, § 7.4.4-7.8..

Примечания

  1. Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
  3. ↑ giant, entry in 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.
  4. Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  5. 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.

Примечания

  1. Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
  3. ↑ giant, entry in 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.
  4. Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  5. 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.

Факты о красном гиганте

Радиус Бетельгейзе непостоянен. Она время от времени меняет форму и имеет ассиметричную оболочку с небольшой выпуклостью. Это говорит о двух вещах:

  • Звезда с каждым годом теряет собственную массу, из-за струй газа вырывающихся из поверхности.
  • Внутри нее есть компаньон, который заставляет вести себя эксцентрично.

Было найдено около 5 оболочек вокруг гиганта. А уже в девятом году двадцать первого был обнаружен еще один выброс в 30 астрономических единиц.

Астрономы в 2012 году предсказали, что гигант сможет войти в межзвездную пыль через двенадцать тысяч лет. А также за год до этого один из ученых включил ее в меню катастроф, которые она может спровоцировать в 2012 году.

Учеными допускаются следующие причины уменьшения размеров:

  • изменение яркости множества участков на поверхности сверхгиганта. Это может вызывать уменьшение с одной стороны и увеличение с другой стороны блеска звезды. На Земле такое может быть принято за изменение диаметра;
  • высказывают предположения, что большие звезды не сферичны, поэтому Бетельгейзе имеет выпуклость;
  • третье предположение заключается в том, что астрономы видят не настоящий диаметр звезды. На самом деле это может быть слой плотного газа. А его движения создают видимость изменения размеров Альфы Ориона.

Еще одним интересным фактом является вхождение Бетельгейзе в зимний треугольник, который составляют Процион, Сириус и этот сверхгигант.

Зимний треугольник (иллюстрация из открытых источников)

В культуре народов мира

Звезду Бетельгейзе называли по-разному в разных народах мира. У каждой национальности есть свои поверья и слагаемые мифы далекими предками о возникновении звезды.

Например, в Бразилии ее называют Жилькаваи в честь героя, чью ногу разорвала жена.

В Австралии ей дали имя, состоящее из двух слов, «совиные глаза». В представлении австралийцев две звезды, находящиеся на плечах Ориона, напоминали им глаза этих ночных птиц.

В Южной Африке ее называют львом, который охотится за тремя зебрами.

В произведениях и фильмах


Красный сверхгигант упоминается в произведениях, стихотворениях и фильмах российских и зарубежных авторов. Например, во всем известном фильме «Планета Обезьян» вокруг этой звезды вращается планета Сорора. Именно с нее и прилетели на Землю, обладающие интеллектом, приматы.

Один из героев нашумевшего фильма «Автостопом по Галактике» родился и живет на планете, чьим солнцем является Бетельджуз.

Датский писатель Нильс Нильсен тоже упоминал эту звезду в своих произведениях. Его роман «Продается планета» описывает, как «охотники за планетами» своровали у Альфы Ориона маленький спутник и завезли на Землю.

В далеком 1956 году Варлам Шаламов упомянул звезду в своей «Атомной поэме».

Виктор Некрасов, написавший произведение «В окопах Сталинграда» тоже пишет об этой звезде. Вот так звучат строки: «В двух шагах от нас состав с горючим, днем его хорошо видно отсюда. Все время тонкими струйками из пулевых пробоин в цистерне сочится керосин. Бойцы бегают туда по ночам наполнять лампы. По старой, с детства еще, привычке ищу в небе знакомые созвездия. Орион ― четыре яркие звезды и поясок из трех поменьше. И еще одна―совсем маленькая, почти незаметная. Какая-то из них называется Бетельгейзе, не помню уже какая. Где-то должен быть Альдебаран, но я уже забыл, где он находится. Кто-то кладет мне руку на плечо. Я вздрагиваю».

Упоминается звезда и известном романе Курта Воннегута «Сирены Титана». Герой произведения существует в виде волны, которая пульсирует по спирали вокруг Солнца и Бетельгейзе.

У Роджера Желязны есть роман под названием «Свет угрюмого». Действие данного произведения разыгрывается на одной из планет красного гиганта в момент перед взрывом сверхновой.

Бетельгейзе упоминается в стихотворении Арсения Тарковского «Звездный каталог», написанного в 1998 году.

Упоминания о звезде Битлджус есть в фильме «Бегущий по лезвию бритвы». Когда умирает герой Рой Батти он называет ее плечом Ориона: «Я видел нечто, во что вы, люди, просто не поверите. Горящие боевые корабли на подступах к плечу Ориона. Я видел Си-лучи…мерцающие во тьме близ врат Тангейзера. И все эти мгновения исчезнут во времени как слёзы под дождём. Пора умирать».

Один из писателей носит имя и фамилию Увидеть Бетельгейзе. У него есть стихотворение, посвященное Альфе Ориона.

Украинская рок-группа Табула Раса посвятила красному гиганту песню – «Рандеву на Бетельгейзе».

Наблюдаемые характеристики

К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M класса светимости III, то есть с абсолютной звёздной величиной m≥MV≥−3m{\displaystyle 0^{m}\geq M_{V}\geq -3^{m}}. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (Tph ≈ 3000—5000 K) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако полная светимость таких звёзд может достигать 105—106L, так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 104—106 раз больше солнечной. Так как температура фотосферы красного гиганта близка к температуре спирали лампы накаливания (≈3000 К), красные гиганты, вопреки своему названию, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

Голубые сверхгиганты


Ригель

В отличие от красных, доживающих долгую жизнь гигантов, – это молодые и раскаленные звезды, превосходящие своей массой солнечную в 10-50 раз, а радиусом – в 20-25 раз. Их температура впечатляет – она составляет 20-50 тыс. градусов. Поверхность голубых сверхгигантов стремительно уменьшается из-за сжатия, при этом излучение внутренней энергии непрерывно растет и повышает температуру светила. Результатом такого процесса становится превращение красных сверхгигантов в голубые. Астрономы заметили, что звезды в своем развитии проходят различные стадии, на промежуточных этапах они становятся желтыми или белыми. Ярчайшая звезда созвездия Ориона – Ригель – отличный пример голубого сверхгиганта. Ее внушительная масса в 20 раз превышает Солнце, светимость выше в 130 тыс. раз.

Денеб

В созвездии Лебедя наблюдается звезда Денеб – еще один представитель этого редкого класса. Ее спектральный класс Ia, это – яркий сверхгигант. На небосводе по своей светимости эта далекая звезда может сравниться только с Ригелем. Интенсивность ее излучения сравнима с 196 тыс. Солнц, радиус объекта превосходит наше светило в 200 раз, а вес – в 19. Денеб быстро теряет свою массу, звездный ветер невероятной силы разносит ее вещество по Вселенной. Звезда уже вступила в период нестабильности. Пока ее блеск изменяется по небольшой амплитуде, но со временем станет пульсирующим. После исчерпания запаса тяжелых элементов, которые поддерживают стабильность ядра, Денеб, как другие голубые сверхгиганты, вспыхнет сверхновой, а его массивное ядро станет черной дырой.

Терминология

Термин «звезда-гигант» ввёл датский астроном Эйнар Герцшпрунг в 1906 году, когда обнаружил, что звёзды классов K и M делятся на два класса по светимости: одни значительно ярче Солнца, а другие — значительно тусклее. Тем не менее, звёзды ранних спектральных классов отличаются гораздо слабее, а могут и вообще быть неразличимы, и в таких случаях используется спектральный анализ. Кроме того, термины «белый карлик» и «голубой карлик» вообще не относятся к звёздам главной последовательности, поэтому может возникать путаница. Так, например, звёзды главной последовательности ранних спектральных классов могут называться «белыми гигантами».

Самые знаменитые звезды

Как бы не были огромны гиганты среди звезд, оценить их размеры и излучающийся свет невозможно с планеты Земля невооруженным глазом. А вот те космические объекты, которые человек может увидеть без бинокля на ночном небосводе, получили большую известность. Однако, чаще речь идет не об отдельных светилах, а о созвездиях.

Созвездие Большого Пса

В светящемся скоплении наиболее известен Сириус. Эта звезда одна из самых приближенных к Солнечной системе, поэтому ее трудно не заметить, находясь в любой точке планеты. Сириус представляет собой 2 компоненты – А и В. Первый компонент превышает Солнце в 2 раза. Звезду можно разглядеть на небосклоне даже днем.

Созвездие Тельца

Зодиакальное скопление может похвастаться супергигантом – Альдебараном. Еще одна популярная звезда, известная с древности. Ранее ее называли «Око Тельца» и «Воловий Глаз». Стоит отметить, что небесный гигант нередко встречается в художественных фильмах. Знаменита же звезда изумительным оранжевым свечением.

Созвездие Геркулеса

Целая семья, которая включает в себя 19 созвездий. Настоящей жемчужиной Геркулеса считается Большое Шаровое Скопление (М13). Причем наблюдать это явление можно в обычный бинокль.

При небольшом увеличении будет казаться, что это объект с «пушистым, блуждающим» светом. На профессиональных же телескопах можно разделить Шаровое Скопление на отдельные составляющие.

Примечания

  1. Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. ↑ giant, entry in 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. Twentieth Century Physics / Brown, Laurie M.; Pais, Abraham (англ.)русск.; Pippard, A. B. (англ.)русск.. — Bristol; New York: Institute of Physics, American Institute of Physics, 1995. — С. 1696. — ISBN 978-0-7503-0310-1.
  4. Patrick Moore. The Amateur Astronomer. — Springer, 2006. — ISBN 978-1-85233-878-7.
  5. Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
  6. Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  7. Structure and Evolution of White Dwarfs, S. O. Kepler and P. A. Bradley, Baltic Astronomy 4, pp. 166–220.
  8. Eldridge, J. J.; Tout, C. A. Exploring the divisions and overlap between AGB and super-AGB stars and supernovae (англ.) // Memorie della Società Astronomica Italiana : journal. — 2004. — Vol. 75. — P. 694. — . — arXiv:astro-ph/0409583.
  9. Кононович Э.В., Мороз В.И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — УРСС, 2004. — С. 413. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  10. . Астронет.
  11.  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008.
  12. Джим Калер.  (англ.). — описание звезды на сайте профессора Джима Калера. Дата обращения 9 декабря 2008.
  13.  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008.
  14.  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008.
  15.  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008.
  16.  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008.
  17.  (англ.). — характеристики звезды в базе SIMBAD. Дата обращения 9 декабря 2008.

Примечания

  1. Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.
  2. Giant star, entry in Cambridge Dictionary of Astronomy, Jacqueline Mitton, Cambridge: Cambridge University Press, 2001. ISBN 0-521-80045-5.
  3. ↑ giant, entry in 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.
  4. Evolution of Stars and Stellar Populations, Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.
  5. 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.

С этим читают