Kjempestjerne

En kjempestjerne er en stjerne med betydelig større radius og lysstyrke enn en hovedsekvensstjerne med samme overflatetemperatur . [ 1 ] Vanligvis er dens radius mellom 10 og 100 ganger solens radius og lysstyrken er mellom 10 og 1000 ganger solens. Disse stjernene som er mer lysende enn gigantiske stjerner kalles superkjemper og hyperkjemper . [ 2 ]​ [ 3 ]​ På grunn av sin store størrelse og lysstyrke rangerer gigantiske stjerner over hovedsekvensen (klasse V i Yerkes lysstyrkeklassifisering ) på Hertzsprung-Russell-diagrammet , tilsvarende klassene lysstyrke II og III. [ 4 ]

Trening

En stjerne blir en gigant når det ikke er mer hydrogen tilgjengelig for fusjon i kjernen, og som et resultat har den falt ut av hovedsekvensen. [ 4 ] En stjerne med en begynnelsesmasse på mindre enn 0,4 solmasser vil aldri bli en gigantisk stjerne. Disse stjernene har sitt indre sterkt blandet ved konveksjon og fortsetter dermed å smelte sammen hydrogen til det er oppbrukt gjennom hele stjernen; derfra blir de en hvit dverg som hovedsakelig består av helium . Teorien forutsier imidlertid at varigheten av denne prosessen er større enn universets nåværende alder. [ 5 ]

Hvis en stjerne er mer massiv enn den nevnte nedre grensen, når den har konsumert alt hydrogenet i kjernen for fusjon, begynner den inerte heliumkjernen å trekke seg sammen mens hydrogenet fortsetter å smelte sammen til helium i et skall som omgir den. Samtidig utvides stjernens konvolutt og avkjøles. På dette stadiet av stjerneutviklingen, kalt subgiganten på Hertzsprung – Russell-diagrammet , øker stjernens lysstyrke knapt mens overflatetemperaturen synker. Ved å nå en kritisk nedre grense for overflatetemperatur, blir stjernen tvunget til å øke i volum og lysstyrke ved en nesten konstant overflatetemperatur (dvs. farge); med andre ord, stjernen stiger opp i den gigantiske grenen på Hertzsprung-Russell-diagrammet. På dette stadiet har stjernen blitt en rød kjempe ; i mellomtiden fortsetter kjernen å trekke seg sammen og øke i temperatur. [ 6 ]

Det antas at hvis massen til stjernen, i løpet av dens fase i hovedsekvensen, er mindre enn 0,5 solmasser, vil ikke temperaturene som er nødvendige for at heliumfusjon skal finne sted, nås. [ 7 ] , s. 169. Tvert imot, hvis temperaturen i kjernen når 10 8 K , vil helium begynne å omdannes til karbon og oksygen gjennom trippel alfa-prosessen . [ 8 ] Energien som genereres av heliumfusjon får kjernen til å utvide seg. Dette fører til at trykket synker i laget som omgir kjernen der hydrogen omdannes, og reduserer hastigheten på energiproduksjonen. Stjernens lysstyrke avtar, dens ytre lag trekker seg sammen igjen, og stjernen forlater den røde kjempegrenen. [ 9 ]

Den påfølgende utviklingen vil avhenge av stjernens masse. Hvis den ikke er veldig massiv, vil den bli funnet på den horisontale grenen av Hertzsprung-Russell-diagrammet, eller dens posisjon på diagrammet vil bevege seg i løkker. [ 10 ] Hvis stjernens masse ikke overstiger 8-10 solmasser, vil den tømme heliumet fra kjernen for å begynne å smelte det sammen til et skall rundt seg selv. Igjen vil den øke i størrelse og lysstyrke, og gå oppover den såkalte gigantiske asymptotiske grenen av Hertzsprung-Russell-diagrammet. Når stjernen har kastet mesteparten av massen, vil kjernen danne en karbon-oksygen hvit dverg. [ 11 ]​ Hvis stjernens masse er tilstrekkelig til å sette i gang karbonfusjon (større enn 8–10 solmasser), [ 12 ]​ vil stjernen ikke øke sterkt i lysstyrke når den forlater hovedsekvensen, men den vil bli rødere . De kan til slutt utvikle seg til røde superkjemper eller, hvis det er massetap, til blå superkjemper . [ 13 ] [ 2 ] De vil til slutt bli hvite dverger som består av oksygen og neon , eller eksplodere som type II supernovaer for å danne en nøytronstjerne eller et svart hull . [ 14 ]

Eksempler

Tabellen nedenfor viser noen gigantiske stjerner av forskjellige spektraltyper , sortert fra høyeste til laveste temperatur.

Navn Bayer navn Spektral type
hatysa ι Orions O9III
Bellatrix γ Orions B2III
Alcyone η Tyren B7 IIIe
Askella A ζ Skytten A A2III
Gamma Herculis γ Herculis A9III
polaris australis σ Oktantis F0III
sub A ο Leonis F6III
Kitalpha A α Equlei G0III
Vindemiatrix ε Virginias G8 IIIab
Kaus Borealis λ Skytten K1 IIIb
Etamin γ Draconis K5 III
menkar α Ceti M1,5 IIIa
R Leonis M8 IIIe

Kjempestjerner nærmest jorden

De ti nærmeste gigantiske stjernene til jorden er oppført i tabellen nedenfor .

Navn Bayer navn Spektral type Avstand ( lysår ) Radius ( RG ) _
Pollux β Geminorum K0 IIIb 33,7 10
Arthur α Bootys K1.5 IIIpe 36,7 25
Kapell * α Aurigae G8III/G1III 42,2 12,2 / 9
Ras Alhague α Ophiuchi A5III 46,7 2.5
Menkent θ Centauri K0 IIIb 60,9 elleve
Rho valper ρ Valper F6III 62,7 3.6
Ni2 Canis Majoris ** ν2 Canis Majoris K1III 64,7 6
aldebaran α Tauri K5 III 65,1 44
Wei ε Scorpii K1III 65,4 femten
hamal α Arietis K2IIICa 65,9 femten

* Capella er et stjernesystem som består av to gigantiske stjerner | ** Ni2 Canis Majoris er oppført som en undergigant i SIMBAD-databasen

Kilde: Kjempe- og undergigantiske stjerner innen 100 ly. solstasjon

Referanser

  1. ↑ Kjempestjerne, Astronomy Encyclopedia , red. Patrick Moore, New York: Oxford University Press , 2002. ISBN 0-19-521833-7 .
  2. ↑ a b Supergiant , The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight , David Darling, hentet 2007-05-15 .
  3. ↑ Hypergiant , The Encyclopedia of Astrobiology, Astronomy, and Spaceflight , David Darling, hentet 2007-05-15 .
  4. ↑ a b giant, The Facts on File Dictionary of Astronomy , red. John Daintith og William Gould, New York: Facts On File, Inc., 5. utgave, 2006. ISBN 0-8160-5998-5 .
  5. ↑ Sene stadier av utviklingen for stjerner med lav masse , Michael Richmond, forelesningsnotater, Physics 230, Rochester Institute of Technology, åpnet 2007-05-16 .
  6. ^ Salaris og Cassisi, 2005 , § 5.9.
  7. ↑ Structure and Evolution of White Dwarfs , SO Kepler og PA Bradley, Baltic Astronomy 4 , s. 166–220.
  8. ↑ Salaris og Cassisi, 2005 , § 5.9, kap. 6.
  9. ↑ Giants and Post-Giants Arkivert 2011-07-20 på Wayback Machine , klassenotater, Robin Ciardullo, Astronomy 534, Penn State University.
  10. ↑ Salaris og Cassisi, 2005 , kat. 6.
  11. ^ Salaris og Cassisi, 2005 , § 7.1–7.4.
  12. ↑ Salaris og Cassisi, 2005 , s. 189.
  13. ↑ Hartquist, Dyson og Ruffle, 2004 , s. 33–35.
  14. ^ Salaris og Cassisi, 2005 , § 7.4.4–7.8.

Bibliografi

Se også