Червоні гіганти

Размещено на http://www.allbest.ru/

Міністерство освіти і науки України

Європейський університет

Кафедра фізики

Реферат на тему:

“ Червоні гіганти ”

Виконав:

Студентка 011 групи

Бізнес-коледжу

Струкова Ірина Романівна

Перевірив

Старший викладач

Фізики та астрономії

Музиченко В.І.

Київ - 2017

Вступ

Червоні гіганти -- це величезні холодні зорі. Вони перевищують Сонце за діаметром у десятки й сотні разів, а за масою -- від 1,5 до 15 (надгіганти -- до 50) разів. Температура їх поверхні становить 3-4 тисячі Кельвінів. Червоні гіганти мають складну внутрішню будову. Їх ядро багате гелієм з невеликою домішкою важких елементів, але воно не є джерелом ядерної енергії, оскільки в ньому не відбувається ядерних реакцій. Густина речовини в ядрі червоного гіганта настільки велика, що воно за своєю будовою подібне до білого карлика. Навколо ядра розташований тонкий енерговидільний шар, де відбуваються термоядерні реакції перетворення водню на гелій. Потім йде дуже протяжна оболонка, що займає близько 90 відсотків радіусу зорі. У цій оболонці зосереджена більша частина маси червоного гіганта. Попри високу густину в ядрі, середня густина червоного гіганта набагато нижча від сонячного і, як правило, не перевищує одного міліграма на кубічний сантиметр. Так, середня густина червоного надгіганта Бетельгейзе становить усього шість десятитисячних міліграма на кубічний сантиметр, або 1/2000 густини повітря при нормальному атмосферному тиску.

зорі блакитні червоні гіганти еволюція

Основна частина

Червоні гіганти -- це величезні холодні зорі. Вони перевищують Сонце за діаметром у десятки й сотні разів, а за масою -- від 1,5 до 15 (надгіганти -- до 50) разівТемпература їх поверхні становить 3-4 тисячі Кельвінів. Червоні гіганти мають складну внутрішню будову. Їх ядро багате гелієм з невеликою домішкою важких елементів, але воно не є джерелом ядерної енергії, оскільки в ньому не відбувається ядерних реакцій.

Густина речовини в ядрі червоного гіганта настільки велика, що воно за своєю будовою подібне до білого карлика. Навколо ядра розташований тонкий енерговидільний шар, де відбуваються термоядерні реакції перетворення водню на гелій. Потім йде дуже протяжна оболонка, що займає близько 90 відсотків радіусу зорі. У цій оболонці зосереджена більша частина маси червоного гіганта. Попри високу густину в ядрі, середня густина червоного гіганта набагато нижча від сонячного і, як правило, не перевищує одного міліграма на кубічний сантиметр. Так, середня густина червоного надгігантаБетельгейзе становить усього шість десятитисячних міліграма на кубічний сантиметр, або 1/2000 густини повітря при нормальному атмосферному тиску

Гігант -- зоря невеликої чи середньої маси (<10M?) з гарячим компактним ядром та протяжною оболонкою. Здебільшого, температури поверхневих шарів гігантів порівняно низькі (<15 000К), але завдяки великому радіусу поверхня випромінювання такої зорі значно більша, ніж у зір головної послідовності. Це забезпечує набагато вищу світність гігантів, що сягає 103--105L?. Загалом, гіганти належать до III-го та II-го (яскраві гіганти) класу світності й на діаграмі Герцшпрунга--Рассела розташовані вище головної послідовності.

Приблизно в другій половині дев'ятнадцятого століття люди навчилися вимірювати розміри зір, виявилося, що ці розміри дуже різноманітні. У зв'язку з цим виникла потреба якось класифікувати зорі за розмірами. Це сталося задовго до появи теорії еволюції зір й до побудови діаграми Герцшпрунга -- Рассела. З'ясувалося, що для деяких спектральних класів існують дві великі групи зір цього класу, і в одній групі зорі помітно більші, ніж в іншій. Маленькі зорі назвали «карликами», а великі -- «гігантами». Так склалася термінологія, яка дожила і до наших днів: червоні карлики й червоні гіганти, помаранчеві карлики й помаранчеві гіганти, жовті карлики й жовті гіганти. З зорями білого кольору все виявилося набагато складніше: різкої різниці в розмірах серед білих зір не спостерігалося.Потім Герцшпрунг і Рассел намалювали свою діаграму, і виявилося, що червоні, помаранчеві та жовті карлики лежать на головній послідовності, а саме в правій нижній її частині. Гіганти й надгіганти розташовані на кількох горизонтальних відгалуженнях у верхній частині діаграми. Звісно, на діаграмі Герцшпрунга -- Рассела відкладається світність, а не розмір, однак для зір однієї й тієї ж температури (кольору) світність зростає пропорційно площі поверхні зорі. На діаграмі помітна різниця в світності (а значить -- і в розмірах) між карликами й гігантами спектральних класів G, K, M.

А от з білими зорями так не вийшло. На ділянках білих і блакитних зір головна послідовність піднімається на один рівень світності з послідовностями гігантів і майже досягає світності надгігантів. Білі та блакитні зорі головної послідовності настільки великі і потужні, що назвати їх карликами не виходить.

Тому білі й блакитні зорі головної послідовності так і називають -- зорі головної послідовності. Іноді зорі головної послідовності (усі разом) називають «карликами». Але таке вживання терміна некоректне, по-перше, через великий розмір білих і блакитних зір головної послідовності, а по-друге, тому, що є білі карлики, які не лежать на головній послідовності.

На відміну від зір головної послідовності, червоні гіганти на діаграмі не лежать на якійсь одній лінії. Спочатку для них визначили дві послідовності -- гігантів і надгігантів, але цього виявилося мало. Надгіганти теж розділилися на дві групи, так що довелося запровадити для них дві підпослідовності (Ia і Ib), а між надгігантами й звичайними гігантами втиснулася гілка яскравих гігантів (II-й клас світності). Недавно відкрили новий клас зір, які перевищують надгігантів за розмірами й світністю. Для того, щоб позначити їх на діаграмі Герцшпрунга -- Рассела (нульовий клас світності), довелося розширювати її вгору.

При детальному вивченні зір з'ясувалося, що існують зорі проміжного розміру між карликами й гігантами, хоча їх порівняно небагато. Вони отримали назву субгігантів (IV-й клас світності).Білі зорі головної послідовності не називають карликами -- вони для цього занадто великі. Втім, білі карлики існують. У них є своя послідовність на діаграмі Герцшпрунга -- Рассела (VII-й клас світності) і свої особливі спектральні класи, що не вкладаються в загальну класифікацію.

Щодо блакитних карликів, то це поняття поки гіпотетичне, відноситься до теоретично можливого, але невідкритого поки типу зір. Таким чином для жовтих, помаранчевих і червоних зір поняття "карлик" і "зоря головної послідовності" збігаються; для білих і блакитних зір вони різняться.

Фізичні параметри гігантів класу K.

Найяскравіші червоні гіганти мають приблизно однакову абсолютну зоряну величину (?3.0m±0.2m) і застосовуються як стандартні свічки для вимірювання космічних відстаней. Для ідентифікації червоних гігантів у зоряному складі галактики існує два шляхи:Класичний -- метод виділення краю зображень. При цьому зазвичай застосовують Собелівський фільтр. Початок провалу -- шукана точка повороту. Іноді замість собелівського фільтра як наближену функцію беруть гаусіан, а функція виділення краю залежить від фотометричних похибок спостережень. Однак, у міру ослаблення зорі ростуть і похибки методу. Відтак гранично вимірюваний блиск на дві зоряних величини гірший, ніж дозволяє апаратура.Другий шлях -- функції світностіметодом максимальної вірогідності.

Яскраві гіганти

Яскраві гіганти - зорі класу світності II за Йєркською класифікацією світності. Це зорі проміжної світності між гігантами та надгігантами, до цього класу включають зорі-гіганти з надзвичайною світністю, але які недостатньо яскраві чи масивні, щоб бути віднесеними до надгігантів.

Відомі зорі, які класифіковані як яскраві гіганти:

Адара, е Великого Пса: біло-блакитний (клас B) яскравий гігантТета Скорпіона (Саргас): білий (клас F) яскравий гігантБета Козорога (Дабіх): біло-жовтуватий (клас G) яскравий гігантАльфард, б сузір'я Гідри: помаранчевий (клас K) яскравий гігантАльфа Геркулеса (Рас-Альгеті): червоний (клас M) яскравий гігантГамма Великого Пса (Муліфен): (клас B) яскравий гігант

Блакитний гігант

Блакитний гігант також розповсюджене напівофіційне прізвисько компанії IBM

Розмір блакитного гіганта Дзети Оріона у порівнянні з Сонцем.

Блакимтний гігамнт -- гарячі масивні зоріспектрального класу O або B. Маси блакитних гігантів досягають 10--20 мас Сонця, а світності -- в тисячі і десятки тисяч разів перевищують сонячну.

На діаграмі Герцшпрунга--Рассела ці зорі розташовані у верхньому лівому куті, завдяки своїй великій світності та температурі. Слід звернути увагу, що блакитні гіганти не належать до Головної послідовності, оскільки в їхньому ядрі водень вже вигорів.

Еволюційний статус гігантів

У процесі своєї еволюції зоря перебуває в області гігантів двічі.

Еволюція до головної послідовності

Першого разу це відбувається на стадії гравітаційного стиснення протозорі, коли в її ядрі ще не почалися термоядерні реакціїводневого циклу. Час перебування зір із масою близько 0,5M? на стадії червоного гіганта під час їх ранньої еволюції становить приблизно 108 років, у той час як для масивніших молодих зір з масами дещо меншими 10M? ця стадія може тривати всього кілька тисяч років.

Еволюція після головної послідовності

Діаграма Герцшпрунга-Рассела показує класифікацію зір відносно їхньої абсолютної зоряної величини, світності та температури поверхневих шарів.

Наступного разу зоря потрапляє до області гігантів після майже повного «спалювання» водню в її ядрі.

Зоря з масою меншою за 0,2 M? ніколи не досягне стадії гіганта, оскільки її внутрішні шари зазнають перемішування внаслідок конвекції. В результаті продукти горіння водню (здебільшого гелій) перемішуються з повністю іонізованими атомами водню (протонами) й термоядерні реакції не припиняються, маючи постійне постачання сировини (водню) для горіння. Таким чином вона може спалювати водень в своїх надрах на протязі 1013 років, що перевищує вікВсесвіту. Згодом така зоря розвине умови для переносу енергії випромінюванням в її ядрі, а водень буде продовжувати горіти в оболонці, у тонкому шарі навколо ядра зорі. Після того як запаси водню зорі буде вичерпано повністю вона перетвориться на гелієвий білий карлик.

У масивніших зір (M*>0.5M?) після спалювання водню гелієве ядро почне стикатися. Енергія гравітаційного стиснення збільшує температуру ядра, а зменшення його розмірів спричиняє зростання його густини та тиску. У той же час у тонкому шарі навколо гелієвого ядра швидкість реакцій горіння водню зростає (внаслідок збільшення температури та густини) й відповідно зростає енерговиділення. Оболонка зорі починає розширюватися під потужним тиском випромінювання й поступово стає конвективною. Відповідно, зоря зростає у розмірах майже не змінюючи своєї світності, тому її зовнішні шари будуть охолоджуватись (стадія субгіганта). Із часом потік енергії від горіння водню в оболонці досягне поверхні зорі та її світність почне зростати. Ефективна температура зорі залишається майже незмінною, а радіус зростає, й зоря виходить на стадію гіганта, Однак гелієве ядро зорі продовжує стискатися й згодом там виникнуть умови для термоядерного горіння гелію.

У зір головної послідовності з масою 0,25 M?<M*<0.5 M? в процесі її подальшої еволюції умови запалювання гелію в ядрі не виникають. Тому вона вийде на стадію гіганта за рахунок інтенсивного виділення енергії внаслідок термоядерних реакцій горіння водню в оболонці навколо гелієвого ядра. Перебуваючи на стадії гіганта така зоря втратить значну частину своєї маси через видування в навколишній простір її зовнішніх шарів. Після чого її ядро оголиться й зовнішній спостерігач бачитиме гелієвий білий карлик.

Класифікація гігантів, як і інших зір, здійснюється на основі аналізу їх спектрів. Маючи спектр певної зорі, який за своєю сутністю подає розподіл потоку випромінювання за довжиною хвилі, можна скористатися законом Віна для приблизної оцінки ефективної температури поверхневих шарів цієї зорі.

Залежно від температури виділяють блакитні гіганти в межах від 15 000°К до 11 000°К, до яких належать зорі спектрального класу B;білі гіганти в межах від 7500°К до 6100°К, до яких належать зорі спектрального класу F та частково A;жовті гіганти в межах від 6000°К до 5400°К, до яких належать зорі спектрального класу G;червоні гіганти з Teff в межах від 5300°К до 3800°К, куди належать зорі спектрального класу K (які ще називають помаранчевими гігантами) та M.

Приклади гігантів

Гіганти класу O: Лямбда ОріонаГіганти класу B: Альціона, 20 Тельця, Дзета Оріона

Гіганти класу G: Капелла, Омікрон Дракона, HD 175306

Гіганти класу К: Альдебаран, Дубге А, Поллукс.

Гіганти класу M: Бета Пегаса

Відгалуження червоних гігантів

Еволюційні треки зір різної маси на стадіях після стадії головної послідовності

Відгалумження червомних гігамнтів (ВЧГ) -- послідовність на діаграмі Герцшпрунга--Рассела, що утворена зорями малої та проміжної маси, які перебувають на стадії горіння Гідрогену у сферичному шарі навколо ізотермічного гелієвого ядра. Іноді його називають також першим відгалуженням гігантів (на відміну від асимптотичного відгалуження гігантів -- АВГ).

Еволюція

Перебування зір малої та середньої маси на головній послідовності завершується, коли більша частина Гідрогену в ядрі перетворюється на гелій. Термоядерні реакції в такому ядрі майже припиняються і ядро починає стискатися. Горіння Гідрогену триває лише у сферичному шарі навколо ядра.

Зорі малої маси потрапляють на відгалуження червоних гігантів через порівняно коротку стадію субгіганта. На цьому шляху ядро зорі переходить у вироджений стан, а її оболонка починає охолоджуватися й розширюватися. У зір проміжної маси виродження ядра не відбувається.

Коли температура зовнішніх шарів упаде нижче приблизно 5000 К, оболонка стає повністю конвективною. Це призводить до збільшення світності й еволюційний трек зорі починає прямувати вгору, майже вертикально. Фактично, зоря повторює шлях, яким свого часу потрапила на головну послідовність, але долає його у зворотному напрямку. Спалений у шарі Гідроген перетворюється на гелій та збільшує інертне ядро. Для зорі з масою 1 M? ця стадія триватиме близько півмільярда років. Рух зорі на діаграмі поступово прискорюється.

На вершині відгалуження, коли маса гелієвого ядра сягає 0,4 -- 0,5 M? в ядрі починається загоряння гелію. Внаслідок цього температура зовнішніх шарів зростає й на діаграмі зоря пересувається вліво, у напрямку горизонтального відгалуження. У зір малої маси загоряння гелію у виродженому ядрі має характер теплового вибуху. У зір помірної маси ядро невироджене й загоряння гелію відбувається спокійно.

Особливості зір ВЧГ

Густина оболонки у зір із виродженим ядром дуже низька, фактично, оболонка вже відокремлена від ядра. Вони розділені шаром, у якому відбуваються термоядерні реакції за участі Гідрогену. Світність зорі визначається виділенням енергії в цьому шарі й вона залежить лише від маси ядра.Світність майже не залежить від металічності. Це зумовлено тим фактом, що перенесення енергії з надр до зовнішніх шарів відбувається за рахунок конвекції, на яку мало впливає непрозорість зоряної речовини [5]. На цій стадії зоря втрачає масу у вигляді повільного зоряного вітру (v ~ 5-30 км/с).

Унаслідок конвекції відбувається винесення на поверхню зорі речовини, яка зазнала змін ізотопного складу внаслідок ядерних реакцій. Це явище має назву зачерпування.

Висновки

Перебування зір малої та середньої маси на головній послідовності завершується, коли більша частина Гідрогену в ядрі перетворюється на гелій. Термоядерні реакції в такому ядрі майже припиняються і ядро починає стискатися. Горіння Гідрогену триває лише у сферичному шарі навколо ядра.

У зір головної послідовності з масою 0,25 M?<M*<0.5 M? в процесі її подальшої еволюції умови запалювання гелію в ядрі не виникають. Тому вона вийде на стадію гіганта за рахунок інтенсивного виділення енергії внаслідок термоядерних реакцій горіння водню в оболонці навколо гелієвого ядра. Найяскравіші червоні гіганти мають приблизно однакову абсолютну зоряну величину (?3.0m±0.2m) і застосовуються як стандартні свічки для вимірювання космічних відстаней. Залежно від температури виділяють блакитні гіганти в межах від 15 000°К до 11 000°К, до яких належать зорі спектрального класу B;білі гіганти в межах від 7500°К до 6100°К, до яких належать зорі спектрального класу F та частково A;жовті гіганти в межах від 6000°К до 5400°К, до яких належать зорі спектрального класу G;червоні гіганти з Teff в межах від 5300°К до 3800°К, куди належать зорі спектрального класу K (які ще називають помаранчевими гігантами) та M.

Література

1. David F. Gray "The observations and analysis of Stellar Photospheres", Cambridge University Press 2005

2. Sakai Shoko, Madore Barry F., Freedman Wendy L (1996). Tip of the Red Giant Branch Distances to Galaxies. III. The Dwarf Galaxy Sextans

3. Georges Meynet; Cyril Georgy; Raphael Hirschi; Andre Maeder; Phil Massey; Norbert Przybilla; Fernanda Nieva (2011). Red Supergiants, Luminous Blue Variables and Wolf-Rayet stars: The single massive star perspective.

4. Eggenberger, P.; Meynet, G.; Maeder, A. (2009). Modelling massive stars with mass loss.

5. Neugent; Philip Massey; Brian Skiff; Georges Meynet (2012). “Yellow and Red Supergiants in the Large Magellanic Cloud”.

6. Kleiser, I.; Poznanski, D.; Kasen, D. та ін. (2011). The Peculiar Type II Supernova 2000cb. Bulletin of the American Astronomical Society 43.

Додатки

Червоний гігант

Блакитний гігант

Червоний гігант Альдебаран у порівнянні із Сонцем

Размещено на Allbest.ru