Гігант (зоря): відмінності між версіями

'''Гігант''' (в астрономії)&nbsp;— [[зоря|зорі]] невеликої чи середньої маси (<10[[Сонце|M_☉]]) з гарячим компактним [[ядро зорі|ядром]]м та протяжними [[оболонка]]ми. Здебільшого, [[ефективна температура|температури]] поверхневих шарів гігантів порівняно низькі (<15&nbsp;000[[Кельвін|°К]])<ref name="Gray">David F. Gray "The observations and analysis of Stellar Photospheres", Cambridge University Press 2005</ref>, але завдяки великому радіусу поверхня випромінювання такої зорі є значно більшоюбільша, ніж у зір [[головна послідовність|Головноїголовної послідовності]]. Це забезпечує набагато вищу [[світність]] гігантів, що сягає 10⁵³ - 10⁵ [[Сонцесвітність Сонця|L_☉]]<ref name="фізика">Фізика космоса, маленька енциклопедія, Москва 1986</ref>. Загалом, гіганти належать до [[Класи світності|III-го]] та [[Класи світності|II-го]] (яскраві гіганти) класу світності ій на [[діаграма Герцшпрунга-Рассела|діаграмі Герцшпрунга-Рассела]] розташовуютьсярозташовані вище [[головна послідовність|Головноїголовної послідовності]].

ВУ процесі своєї [[еволюція зір|еволюції]] зоря перебуває в області гігантів двічі{{Джерело?}}.

=== Еволюція до Головноїголовної послідовності ===

Першого разу це відбувається на стадії [[гравітаційне стиснення|гравітаційного стиснення]] [[протозоря|протозорі]], коли в її ядрі ще не почалися термо[[ядерні реакції]] [[водневий цикл|водневого циклу]]. Час перебування зір із масою близько 0,5M_☉ на стадії червогочервоного гіганта під час їх ранньої еволюції становить приблизно 10⁸ [[рік|років]], ву той час як для масивніших молодих зір з масами дещо меншими 10[[Сонце|M_☉]] ця стадія може тривати всього кілька тисяч років<ref name="фізика"/>.

=== Еволюція після Головноїголовної послідовності ===

Зоря з масою меншою за 0.,2 [[Сонцемаса Сонця|M_☉]] ніколи не досягне стадії гіганта<ref name=endms/>, <!-- We find that stars with masses M < 0.20 Mȯ will never evolve through a red giant stage. --> оскільки її внутрішні шари зазнають перемішування внаслідок [[конвекція|конвекції]]. В результаті продукти горіння водню (здебільшого [[гелій]]) перемішуються з повністю іонізованими атомами водню ([[протон]]ами) й термоядерні реакції не припиняються, маючи постійне постачання сировини ([[водень|водню]]) для горіння. Таким чином вона може спалювати водень в своїх надрах на протязі 10¹³ років, що перевищує сьогоднішню оцінку [[вік]]у [[Всесвіт]]у. Згодом така зоря розвине умови для [[перенос енергії випромінюванням|переносу енергії випромінюванням]] в її ядрі (радіативне ядро), а водень буде продовжувати горіти в [[оболонка|оболонці]], у тонкому шарі навколо ядра зорі. Після того як запаси водню зорі буде вичерпано повністю вона перетвориться на гелієвий [[білий карлик]]<ref name=endms>The End of the Main Sequence, Gregory Laughlin, Peter Bodenheimer, and Fred C. Adams, ''The Astrophysical Journal'', '''482''' (June 10, 1997), pp. 420–432. {{Bibcode|1997ApJ...482..420L}}. {{doi|10.1086/304125}}.</ref>.

У масивніших зір (M_*>0.5[[Сонце|M_☉]]) після вигоранняспалювання водню [[гелій|гелієве]] ядро почне [[гравітаційний колапс|колапс]]уватистикатися. Енергія гравітаційного стиснення збільшитьзбільшує температуру ядра, а зменшення його розмірів спричинитьспричиняє зростання його [[густина|густини]] та [[тиск]]у. ВУ 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 [[конвекція|конвектиноюконвективною]]. Відповідно, зоря зростає у розмірах майже не змінюючи своєї [[Світність|світності]], тому її зовнішні шари будуть охолоджуватись (стадія [[субгігант]]а). ЗІз 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<ref name="evo">''Evolution of Stars and Stellar Populations'', Maurizio Salaris and Santi Cassisi, Chichester, UK: John Wiley & Sons, Ltd., 2005. ISBN 0-470-09219-X.</ref>^{, § 5.9.}. Однак гелієве ядро зорі продовжує стискатися й згодом там виникнуть умови для [[Потрійна альфа-реакція|термоядерного горіння гелію]].

У зір [[Головна послідовність|Головноїголовної послідовності]] з масою 0.,25 [[Сонцемаса Сонця|M_☉]]<M_*<0.5[[Сонце| M_☉]] в процесі її подальшої еволюції умови загораннязапалювання [[гелій|гелію]] в ядрі не можуть бути досягнутівиникають<ref>[http://adsabs.harvard.edu/abs/1995BaltA...4..166K Structure and Evolution of White Dwarfs], S. O. Kepler and P. A. Bradley, ''Baltic Astronomy'' '''4''', pp. 166–220.</ref>. 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 [[зоряний вітер|видування]] в навколишній простір її зовнішніх шарів. Після чого її ядро оголиться й зовнішній спостерігач бачитиме [[гелій|гелієвий]] [[білий карлик]]<ref name="evo" />^{, § 4.1, 6.1.}.

== Структура внутрішньої будови ==

=== ВтратиВтрата маси ===

Деякі гіганти показують ознаки [[втрати маси|втрати зорею маси]] зі швидкістю, яка може сягати 10^-6M_☉ на рік<ref name="фізика"/>. Причиною цього явища може бути [[тиск світла|тиск випромінювання]] ([[зоряний вітер]]), [[пульсація|пульсації]] зорі або [[ударна хвиля|ударні хвилі]] в її [[сонячна корона|короні]].

Якщо швидкість втрати маси гігантом є досить великою, то [[пилинка|пилинки]], що витікаютьвикидаються з його поверхні у міжзоряний простір, можуть повністю [[екранування|екранувати]] випромінювання від зорі у [[Видиме світло|видимому діапазоні]]. Тому такі об'єкти можна спостерігати лише в [[Інфрачервоне випромінювання|інфрачервоному діапазоні]].

Класифікація гігантів, як і інших зір, здійснюється на основі аналізу їх [[спектр]]ів. Маючи спектр певної зорі, який поза своїйсвоєю сутісутністю даєподає розподіл [[потік випромінювання|потоку випромінювання]] за [[довжина хвилі|довжиною хвилі]], можна скористатися [[закон зміщення Віна|законом зміщення Віна]] для приблизної оцінки [[ефективна температура|ефективної температури]] поверхневих шарів цієї зорі.

* [[Міриди]]. Приклади: [[Міра]]