Гігант (зоря): відмінності між версіями

{{Діаграма ГР}}

 

'''Гігант''' (в астрономії)&nbsp;— [[зоря]] невеликої чи середньої маси (<10[[Сонце|M_☉]]) з гарячим компактним [[ядро зорі|ядром]] та протяжною оболонкою. 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 значно більша, ніж у зір [[головна послідовність|головної послідовності]]. Це забезпечує набагато вищу [[світність]] гігантів, що сягає 10³ - 10⁵ [[світність 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 й на [[діаграма Герцшпрунга-Рассела|діаграмі Герцшпрунга-Рассела]] розташовані вище [[головна послідовність|головної послідовності]].

 

== Еволюційний статус гігантів ==

 

=== Еволюція до головної послідовності ===

 

=== Еволюція після головної послідовності ===

 

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

 

У зір [[Головна послідовність|головної послідовності]] з масою 0,25 [[маса Сонця|M_☉]]<M_*<0.5 M_☉ в процесі її подальшої еволюції умови запалювання [[гелій|гелію]] в ядрі не виникають<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 ==

[[Файл:Structure of Stars (artist’s impression).jpg|right|thumb|310px|Внутрішня структура зорі, подібної до [[Сонце|Сонця]] (ліворуч), та [[червоний гігант|червоного гіганта]] (праворуч). ''Зображення з [[Європейська південна обсерваторія|ESO]].'']]

 

=== Фізичні властивості поверхневих шарів ===

== Спектральна класифікація гігантів ==

 

 

* [[Блакитний гігант|блакитні гіганти]] з T_eff в межах від 15&nbsp;000[[Кельвін|°К]] до 11&nbsp;000[[Кельвін|°К]], до яких належать [[зорі спектрального класу B]];

* [[білі гіганти]] з T_eff в межах від 7500[[Кельвін|°К]] до 6100[[Кельвін|°К]]<ref name="Gray"/>, до яких належать [[зорі спектрального класу F]] та частково [[зорі спектрального класу A|A]];

* [[жовті гіганти]] з T_eff в межах від 6000[[Кельвін|°К]] до 5400[[Кельвін|°К]]<ref name="Gray"/>, до яких належать [[зорі спектрального класу G]];

* [[червоні гіганти]] з T_eff в межах від 5300°К до 3800°К,<ref name="Gray"/> куди належать [[зорі спектрального класу K]] (які ще називають помаранчевими гігантами) та [[зорі спектрального класу M|M]].

 

=== Приклади гігантів ===

* [[Головна послідовність]]

* [[Надгіганти]]

 

== Джерела ==