dev yıldız - Giant star

Bir dev yıldız a, yıldız önemli ölçüde daha büyük olan bir yarıçap ve parlaklığı , bir daha anakolda (veya bodur ) aynı yıldızı yüzey sıcaklığı . Bunlar, ana dizisi (parlaklık sınıfı üzerinde bulunan V içinde Yerkes spektral sınıflandırma ile ilgili) Hertzsprung-Russell diyagramı parlaklık sınıfları ve tekabül II ve III . Dev ve cüce terimleri, yaklaşık 1905'te Ejnar Hertzsprung tarafından benzer sıcaklık veya tayf tipine rağmen oldukça farklı parlaklığa sahip yıldızlar için üretildi .

Dev yıldız bir kaç yüz kere yarıçapları Up yaptırmak Güneş 10 ve bunun birkaç bin kez ila parlaklık durumuna Güneş . Devlerden daha parlak olan yıldızlara süperdevler ve hiperdevler denir .

Sıcak, parlak bir ana dizi yıldızına dev de denebilir, ancak herhangi bir ana dizi yıldızına, ne kadar büyük ve parlak olursa olsun, düzgün bir şekilde cüce denir.

oluşum

Güneş benzeri bir yıldızın ve bir kırmızı devin iç yapısı. ESO görüntüsü.

Bir yıldız , çekirdeğindeki füzyon için mevcut tüm hidrojen tükendikten sonra dev olur ve sonuç olarak ana diziden ayrılır . Bir ana dizi sonrası yıldızın davranışı büyük ölçüde kütlesine bağlıdır.

Orta kütleli yıldızlar

0,25 üzerinde olan bir kütleli bir yıldız için güneş kütlesi ( M çekirdek tükenmekte bir defa), hidrojen, bunun sözleşmeleri ve bu hidrojen başlar, böylece ısınır sigorta çekirdek etrafinda bir kabuk içinde. Yıldızın kabuğun dışındaki kısmı genişler ve soğur, ancak parlaklıkta sadece küçük bir artış olur ve yıldız bir altdev olur . Eylemsiz helyum çekirdeği, kabuktan helyum biriktirirken sıcaklığı artmaya ve büyümeye devam eder, ancak yaklaşık 10-12 M'ye kadar olan yıldızlarda,  helyum yanmasını başlatmak için yeterince ısınmaz (daha yüksek kütleli yıldızlar üstdevlerdir ve farklı şekilde gelişirler). ). Bunun yerine, sadece birkaç milyon yıl sonra çekirdek Schönberg-Chandrasekhar sınırına ulaşır , hızla çöker ve dejenere olabilir. Bu, dış katmanların daha da genişlemesine neden olur ve ilk tarama adı verilen bir süreçte ağır elementleri yüzeye getiren güçlü bir konvektif bölge oluşturur . Bu güçlü konveksiyon, aynı zamanda, enerjinin yüzeye taşınmasını da arttırır, parlaklık çarpıcı biçimde artar ve yıldız , tüm ömrünün önemli bir kısmı boyunca (yaklaşık %10) bir kabukta kararlı bir şekilde hidrojen yakacağı kırmızı dev dala hareket eder . Güneş benzeri bir yıldız). Çekirdek kütle kazanmaya, büzülmeye ve sıcaklık artışına devam ederken, dış katmanlarda bir miktar kütle kaybı olur. , § 5.9.

Yıldızın kütlesi, ana dizideyken yaklaşık olarak 0,4  M ☉'nin altındaysa , helyumu kaynaştırmak için gerekli olan merkezi sıcaklıklara asla ulaşamayacaktır . , s. 169. Bu nedenle hidrojen bitene kadar hidrojenle kaynaştıran kırmızı bir dev olarak kalacaktır ve bu noktada bir helyum beyaz cücesi olacaktır . , § 4.1, 6.1. Yıldız evrimi teorisine göre, bu kadar düşük kütleli hiçbir yıldız, Evren'in yaşı içinde o aşamaya gelişemez.

Yaklaşık 0.4 Yukarıdaki yıldızlı olarak  M çekirdek sıcaklığı sonunda 10 ulaşır 8 K ve helyum için sigorta başlayacaktır karbon ve oksijen ile çekirdek üç-alfa işlemi . ,§ 5.9, bölüm 6. Çekirdek dejenere olduğunda helyum füzyonu patlayıcı olarak başlar , ancak enerjinin çoğu dejenerasyonun kaldırılmasına gider ve çekirdek konvektif hale gelir. Helyum füzyonu tarafından üretilen enerji, çevredeki hidrojen yakan kabuktaki basıncı azaltır ve bu da enerji üretim hızını azaltır. Yıldızın genel parlaklığı azalır, dış kabuğu tekrar büzülür ve yıldız kırmızı dev daldan yatay dala hareket eder . , Bölüm 6.

Çekirdek helyum tükendiğinde, yaklaşık 8 kadar olan bir yıldız  M dejenere olur ve bir kabuk içinde yanma helyum başlayan bir karbon-oksijen çekirdeğe sahiptir. Helyum çekirdeğinin daha önceki çöküşünde olduğu gibi, bu dış katmanlarda konveksiyonu başlatır, ikinci bir taramayı tetikler ve boyut ve parlaklıkta çarpıcı bir artışa neden olur. Bu, kırmızı-dev dalına benzeyen asimptotik dev daldır (AGB), ancak daha parlaktır ve enerjinin çoğuna hidrojen yakan bir kabuk katkıda bulunur. Yıldızlar yalnızca yaklaşık bir milyon yıl boyunca AGB'de kalır, yakıtlarını tüketene, gezegenimsi bir bulutsu evresinden geçene ve ardından bir karbon-oksijen beyaz cüce olana kadar giderek daha kararsız hale gelir. , § 7.1–7.4.

Yüksek kütleli yıldızlar

Yaklaşık 12 M üzerinde kütleye sahip ana dizi yıldızları  zaten çok parlaktır ve ana diziden ayrıldıklarında HR diyagramı boyunca yatay olarak hareket ederler, mavi üstdevlere daha da genişlemeden önce kısaca mavi dev olurlar. Çekirdek dejenere olmadan önce çekirdek-helyum yanmaya başlarlar ve parlaklıkta güçlü bir artış olmadan sorunsuz bir şekilde kırmızı süperdevlere dönüşürler. Bu aşamada, çok daha yüksek kütlelere sahip olmalarına rağmen parlak AGB yıldızlarıyla karşılaştırılabilir parlaklıkları vardır, ancak daha ağır elementleri yaktıkça ve sonunda bir süpernova haline geldikçe parlaklıkları daha da artacaktır.

8-12  M aralığındaki yıldızlar biraz ara özelliklere sahiptir ve süper AGB yıldızları olarak adlandırılmıştır. RGB, HB ve AGB aşamaları boyunca daha hafif yıldızların izlerini büyük ölçüde takip ederler, ancak çekirdek karbon yanmasını ve hatta bir miktar neon yanmasını başlatacak kadar büyüktürler. Oksijen-magnezyum-neon çekirdekleri oluştururlar, bunlar elektron yakalayan bir süpernovada çökebilir veya arkalarında bir oksijen-neon beyaz cüce bırakabilirler.

O sınıfı ana dizi yıldızları zaten oldukça parlaktır. Bu tür yıldızlar için dev evre, bir üstdev tayfsal parlaklık sınıfı geliştirmeden önce, boyutu ve parlaklığı hafifçe artan kısa bir evredir. O tipi devler, güneşten yüz bin kat daha parlak, birçok süperdevden daha parlak olabilir. Sınıflandırma, parlaklık sınıfları ve sürekli bir ara form aralığı arasındaki küçük farklılıklar nedeniyle karmaşık ve zordur. En büyük kütleli yıldızlar, ağır elementlerin yüzeye karışması ve güçlü bir yıldız rüzgarı üreten ve yıldızın atmosferinin genişlemesine neden olan yüksek parlaklık nedeniyle, çekirdeklerinde hala hidrojen yakarken dev veya üstdev tayfsal özellikler geliştirir.

Düşük kütleli yıldızlar

Başlangıç ​​kütlesi yaklaşık 0.25 M ☉'den daha az olan bir yıldız,  hiçbir şekilde dev bir yıldız olmayacaktır. Ömürlerinin çoğu boyunca, bu tür yıldızların iç kısımları konveksiyonla tamamen karışmıştır ve bu nedenle , Evrenin şu anki yaşından çok daha uzun bir süre, 10 12 yılı aşan bir süre boyunca hidrojeni kaynaştırmaya devam edebilirler . Bu süre boyunca sürekli olarak daha sıcak ve daha parlak hale gelirler. Sonunda ışımalı bir çekirdek geliştirirler, daha sonra çekirdekteki hidrojeni tüketirler ve çekirdeği çevreleyen bir kabukta hidrojeni yakalarlar. (0,16 M ☉'den büyük kütleye sahip yıldızlar  bu noktada genişleyebilir, ancak asla çok büyük olmazlar.) Kısa bir süre sonra yıldızın hidrojen kaynağı tamamen tükenecek ve bir helyum beyaz cücesi haline gelecektir . Yine, evren, bu tür yıldızların gözlemlenmesi için çok genç.

alt sınıflar

Çok çeşitli dev sınıf yıldızlar vardır ve daha küçük yıldız gruplarını tanımlamak için yaygın olarak birkaç alt bölüm kullanılır.

altdevler

Altdevler, devlerden tamamen ayrı bir spektroskopik parlaklık sınıfıdır (IV), ancak onlarla birçok özelliği paylaşır. Bazı altdevler, kimyasal çeşitlilik veya yaştan dolayı basitçe aşırı parlak anakol yıldızları olsa da, diğerleri gerçek devlere doğru belirgin bir evrimsel izdir.

Örnekler:

parlak devler

Diğer bir parlaklık sınıfı ise, normal devlerden (sınıf III) sadece biraz daha büyük ve daha parlak olmaları ile ayrılan parlak devlerdir (sınıf II). Bunların normal devler ve süperdevler arasında, mutlak büyüklük -3 civarında parlaklıkları vardır.

Örnekler:

  • O-tipi parlak bir dev olan Mintaka'nın birincil bileşeni olan Delta Orionis Aa1 (δ Ori Aa1);
  • F tipi parlak bir dev olan Alpha Carinae (α Car), Canopus da bazen bir süperdev olarak sınıflandırılır.

kırmızı devler

Herhangi bir dev parlaklık sınıfında, K, M, S ve C tayf sınıfının daha soğuk yıldızlarına (ve bazen bazı G-tipi yıldızlara) kırmızı devler denir. Kırmızı devler, yaşamlarının bir dizi farklı evrimsel evresindeki yıldızları içerir: bir ana kırmızı dev dalı (RGB); kırmızı bir yatay dal veya kırmızı küme ; asimptotik dev dal (AGB), AGB yıldızları genellikle yeterince büyük ve aydınlık yeterince süperdev olarak sınıflandırılan almak için olmasına rağmen; ve bazen AGB sonrası yıldızlar gibi diğer büyük soğuk yıldızlar. RGB yıldızları, ılımlı kütleleri, nispeten uzun kararlı ömürleri ve parlaklıkları nedeniyle açık ara en yaygın dev yıldız türüdür. Beyaz cücelerin sayısı daha fazla olmasına rağmen çok daha az parlak olmalarına rağmen, çoğu İK diyagramındaki ana diziden sonra en belirgin yıldız gruplandırmasıdır.

Örnekler:

Sarı devler

Ara sıcaklıklara sahip (spektral sınıf G, F ve en azından biraz A) dev yıldızlara sarı devler denir. Kısmen yalnızca daha yüksek kütleli yıldızlardan oluştukları ve kısmen de hayatlarının bu evresinde daha az zaman harcadıkları için sayıları kırmızı devlerden çok daha az sayıdadır. Bununla birlikte, değişen yıldızların bir dizi önemli sınıfını içerirler. Yüksek parlaklığa sahip sarı yıldızlar genellikle kararsızdır ve yıldızların çoğunluğunun titreşen değişkenler olduğu HR diyagramında kararsızlık şeridine yol açar . Kararsızlık şeridi, ana diziden hiperdev parlaklıklara kadar uzanır, ancak devlerin parlaklıklarında, titreşen değişen yıldızların birkaç sınıfı vardır:

Sarı devler, ilk kez kırmızı dev dala doğru evrimleşen orta kütleli yıldızlar olabilir veya yatay dalda daha gelişmiş yıldızlar olabilir. İlk kez kırmızı dev dala doğru evrim çok hızlı olurken, yıldızlar yatay dalda çok daha uzun zaman harcayabilir. Daha ağır elementlere ve daha düşük kütleye sahip yatay dallı yıldızlar daha kararsızdır.

Örnekler:

  • Sigma Octantis (σ Octantis), bir F tipi dev ve bir Delta Scuti değişkeni;
  • Alpha Aurigae Aa (α Aurigae Aa), G tipi bir dev, Capella'yı oluşturan yıldızlardan biri.

Mavi (ve bazen beyaz) devler

O, B ve bazen erken A spektral sınıflarının en sıcak devlerine mavi devler denir . Bazen A ve geç B tipi yıldızlar beyaz devler olarak adlandırılabilir.

Mavi devler, ana diziyi yeni terk eden yüksek kütleli, yüksek parlaklığa sahip yıldızlardan düşük kütleli, yatay dallı yıldızlara kadar değişen çok heterojen bir gruptur . Daha yüksek kütleli yıldızlar, ana diziyi terk ederek mavi devler, sonra parlak mavi devler ve sonra mavi üstdevler haline gelirler, sonra da kırmızı üstdevlere dönüşmeden önce, dev aşaması o kadar kısa ve dardır ki, en yüksek kütlelerde ondan ayırt edilmesi güçtür. mavi bir süperdev.

Düşük kütleli, çekirdek helyum yakan yıldızlar, yatay dal boyunca kırmızı devlerden evrimleşir ve sonra tekrar asimptotik dev dala döner ve kütle ve metalliğe bağlı olarak mavi devler haline gelebilirler. Geç termal nabız yaşayan bazı AGB sonrası yıldızların tuhaf mavi devler haline gelebileceği düşünülüyor .

Örnekler:

Referanslar

Dış bağlantılar