Күннен үлкен, жарқыраған жұлдыздар: гиганттар, олардың радиусы жүздеген есе, ал жарық қуаты мыңдаған есе артық. Жұлдыздардың түрлері мен кластары туралы біліңіз.
Ағылшыншамен салыстырыңыз: абзацты басыңыз — түпнұсқа терезеде ашылады. Абзац астындағы EN түймесі оны мәтін ішінде көрсетеді.
Мазмұны
Кіріспе
Жұлдыз түрі, Күннен үлкен және жарық.
Type of star, larger and brighter than the Sun
Гигант жұлдыздың радиусы мен жарықтығы бірдей беткей температурадағы негізгі тізбек (немесе карлик) жұлдызынан әлдеқайда үлкен болады. Олар Герцспрунг-Расселл диаграммасында негізгі тізбекке (Йеркес спектрлік жіктелуіндегі V жарықтық класы) қарағанда жоғары орналасқан және II және III жарықтық кластарын көрсетеді. "Гигант" және "карлик" терминдері 1905 жыл шамасында Эйнар Герцспрунгпен температурасы немесе спектрлік түрі ұқсас болғанына қарамастан, жарықтылығы әлдеқайда өзгеше жұлдыздарды атау үшін қолданылған. Гигант жұлдыздардың радиусы Күннен бірнеше жүз есеге дейін, ал жарықтығы Күннен 10-дан бірнеше мың есеге дейін жетеді. Гиганттардан да жарық жұлдыздар – супергиганттар және гипергиганттар деп аталады. Қызу, жарық беретін негізгі тізбек жұлдызын да "гигант" деп атауға болады, бірақ негізгі тізбектегі кез келген жұлдыз, оның мөлшері мен жарықтығына қарамастан, "карлик" деп аталады.
A giant star has a substantially larger radius and luminosity than a main sequence (or dwarf) star of the same surface temperature. They lie above the main sequence (luminosity class V in the Yerkes spectral classification) on the Hertzsprung–Russell diagram and correspond to luminosity classes II and III. The terms giant and dwarf were coined for stars of quite different luminosity despite similar temperature or spectral type by Ejnar Hertzsprung about 1905. Giant stars have radii up to a few hundred times the Sun and luminosities between 10 and a few thousand times that of the Sun. Stars still more luminous than giants are referred to as supergiants and hypergiants. A hot, luminous main sequence star may also be referred to as a giant, but any main sequence star is properly called a dwarf, regardless of how large and luminous it is.
Құрылу
Жұлдыз ядросындағы термоядролық синтез үшін қолданылатын барлық сутегі сарқылғаннан кейін және нәтижесінде негізгі тізбектен шығып кеткен соң алып жұлдызға айналады. Егер жұлдыздың массасы негізгі тізбекте шамамен 0,05-тен төмен болса, онда ол гелийді синтездеу үшін қажетті орталық температураға ешқашан жете алмайды. Сондықтан ол гелийлі ақ жұлдызға айналғанға дейін сутегін біріктіретін қызыл алып болып қала береді. Гелий ядросының тозуы кезінде, шамамен 100 күн массасына дейін жұлдыздың көміртек-оттегі ядросы дегенерацияланады және гелий қабығында синтез процесі басталады. Бұрынғы гелий ядросының тозуы сияқты, бұл сыртқы қабаттарда конвекцияны тудырады, екінші рет заттардың сыртқа шығуына (dredge-up) және өлшем мен жарқыраудың күрт өсуіне әкеледі. Бұл асимптотикалық алып тармағы (АҚТ) болып табылады, ол қызыл алып тармағына ұқсас, бірақ жарқырағырақ, сутегін жағып тұратын қабықша энергияның көп бөлігін қамтамасыз етеді. Жұлдыздар АҚТ-де шамамен бір миллион жыл ғана болады, жанар май біткенше, планеталық тұмандық фазасынан өтіп, көміртек-оттегі ақ жұлдызына айналғанша, олардың тұрақсыздығы артады. Олар RGB, HB және АҚТ фазалары арқылы жеңіл жұлдыздардың жолдарымен көбінесе жүреді, бірақ ядролық көміртекті және тіпті кейбір неонды синтездеуге жететіндей массаға ие. Олар оттегі-магний-неон ядроларын құрайды, олар электронды ұстап алу арқылы болатын супеновада жарылуы мүмкін немесе оттегі-неон ақ жұлдызын қалдыруы мүмкін. О класындағы негізгі тізбектегі жұлдыздар өте жарқырақты болады. Мұндай жұлдыздар үшін алып фазасы – бұл супергигант спектрлік жарық класын қалыптастыру алдындағы шағын ғана ұлғаю және жарқыраудың қысқа фазасы. О-түрлі алыптар Күннен жүз мың есе артық жарқырауы мүмкін, көптеген супергиганттардан да жарқырақ. Классификациялау күрделі және қиын, жарықтылық сыныптары арасындағы және аралық формалардың үздіксіз диапазонындағы шағын айырмашылықтар бар. Ең массивті жұлдыздар өздерінің ядроларында сутегін жағып жатқанда да алып немесе супергигант спектрлік ерекшеліктерін дамытады, себебі ауыр элементтердің бетке араласуы және жоғары жарқырау күшті жұлдыздық желді тудырады және жұлдыздың атмосферасын кеңейтеді.
A star becomes a giant after all the hydrogen available for fusion at its core has been depleted and, as a result, leaves the main sequence., § 5.9. If the star's mass, when on the main sequence, was below approximately , it will never reach the central temperatures necessary to fuse helium., p. 169. It will therefore remain a hydrogen fusing red giant until it runs out of hydrogen, at which point it will become a helium white dwarf., chapter 6. When the core helium is exhausted, a star with up to about has a carbon–oxygen core that becomes degenerate and starts helium burning in a shell. As with the earlier collapse of the helium core, this starts convection in the outer layers, triggers a second dredge up, and causes a dramatic increase in size and luminosity. This is the asymptotic giant branch (AGB) analogous to the red giant branch but more luminous, with a hydrogen burning shell contributing most of the energy. Stars only remain on the AGB for around a million years, becoming increasingly unstable until they exhaust their fuel, go through a planetary nebula phase, and then become a carbon–oxygen white dwarf. They largely follow the tracks of lighter stars through RGB, HB, and AGB phases, but are massive enough to initiate core carbon burning and even some neon burning. They form oxygen–magnesium–neon cores, which may collapse in an electron capture supernova, or they may leave behind an oxygen–neon white dwarf. O class main sequence stars are already highly luminous. The giant phase for such stars is a brief phase of slightly increased size and luminosity before developing a supergiant spectral luminosity class. Type O giants may be more than a hundred thousand times as luminous as the sun, brighter than many supergiants. Classification is complex and difficult with small differences between luminosity classes and a continuous range of intermediate forms. The most massive stars develop giant or supergiant spectral features while still burning hydrogen in their cores, due to mixing of heavy elements to the surface and high luminosity which produces a powerful stellar wind and causes the star's atmosphere to expand.
Аз салмақты жұлдыздар
Бастапқы массасы шамамен кем жұлдыз ешқашан алып жұлдызға айналмайды. Өмірлерінің көп бөлігінде мұндай жұлдыздардың ішкі бөлігі конвекция арқылы толық араласады, сондықтан олар e=12 жылдан астам уақыт бойы сутегін біріктіруді жалғастыра алады, бұл Ғаламның қазіргі жасынан әлдеқайда ұзақ. Осы кезеңде олар бірте-бірте қызып, жарқынырақ болады. Соңында олар сәулелі ядроны дамытады, одан кейін ядродағы сутегін толығымен пайдаланып, ядроны қоршап тұрған қабықта сутегін жағады. (Массасы белгілі бір шамадан асатын жұлдыздар осы кезде кеңейе алады, бірақ ешқашан тым үлкен болмайды.) Одан көп ұзамай жұлдыздың сутегі қоры толығымен таусылады және ол гелийлі ақ жұлдызға айналады деп күтілуде, бірақ Ғалам мұндай жұлдыздың пайда болуы үшін әлі жас, сондықтан мұндай тарихы бар жұлдыз ешқашан байқалған емес.
A star whose initial mass is less than approximately will not become a giant star at all. For most of their lifetimes, such stars have their interior thoroughly mixed by convection and so they can continue fusing hydrogen for a time in excess of e=12 years, much longer than the current age of the Universe. They steadily become hotter and more luminous throughout this time. Eventually they do develop a radiative core, subsequently exhausting hydrogen in the core and burning hydrogen in a shell surrounding the core. (Stars with a mass in excess of may expand at this point, but will never become very large.) Shortly thereafter, the star's supply of hydrogen will be completely exhausted and it is expected to become a helium white dwarf, although the universe is too young for any such star to exist yet, so no star with that history has ever been observed.
Кіші сыныптар
Үлкен жұлдыздардың көптеген түрлері бар, және олардың шағын топтарын анықтау үшін бірнеше жіктемелер қолданылады.
There are a wide range of giant class stars and several subdivisions are commonly used to identify smaller groups of stars.