Divovska zvezda

Divovska zvezda je zvezda sa znatno većim radiusom i luminoznošću od onih u glavnom nizu (ili patuljastih) zvezda iste površinske toplote.^[1] One leže iznad glavnog niza (klasa luminoznosti V u Jerksovoj spektralnoj klasifikaciji^[2][3][4]) na Hercšprung—Raselovom dijagramu i odgovaraju klasama luminoznosti II i III.^[5] Ejnar Hercšprung je 1905. godine formulisao pojmove div i patuljak za zvezde sasvim različite luminoznosti uprkos sličnih temperatura ili spektralnih tipova.^[6]

Divovske zvezde imaju radijuse koji su do nekoliko stotina puta vići od Sunčevog i luminoznost između 10 i nekoliko hiljada puta veću od Sunca. Zvezde koje su još svetlije od divova nazivaju se superdivovi i hiperdivovi. Vrela, blistava zvezda glavnog niza takođe može biti nazvana div, mada se svaka zvezda glavnog niza ispravno naziva patuljak, bez obzira koliko je velika i blistava.^[7]

Formiranje

Zvezda postaje div nakon što je sav vodonik dostupan za fuziju u njenom jezgru potrošen i, kao rezultat toga, napušta glavni niz.^[5] Ponašanje zvezde post-glavne sekvence u velikoj meri zavisi od njene mase.

Zvezde srednjih masa

Za zvezdu sa masom iznad oko 0,25 solarnih masa (M_☉), kada se iz jezgra iscrpi vodonik, ono se kontrahuje i zagreva tako da vodonik počinje da se stapa u ljusci oko jezgra. Deo zvezde izvan ljuske se širi i hladi, ali sa samo malim povećanjem luminoznosti, i zvezda postaje subdivovska. Jezgro inertnog helijuma nastavlja da raste i povećava temperaturu dok nagomilava helijum iz ljuske, ali u zvezdama do oko 10-12 M_☉ ne postaje dovoljno vruće da započne sagorevanje helijuma (zvezde veće mase su superdivovi i evoluiraju različito). Umesto toga, nakon samo nekoliko miliona godina jezgro dostiže granicu Šenberga–Čandrasekara, brzo kolapsira i može postati degenerisano. Ovo uzrokuje da se spoljni slojevi još više prošire, i generiše se jaka konvektivna zona koja dovodi teške elemente na površinu u procesu koji se naziva prvo iskopavanje. Ova jaka konvekcija takođe povećava prenos energije na površinu, luminoznost se dramatično povećava, a zvezda se pomera na granu crvenog diva gde će stabilno sagorevati vodonik u ljusci tokom značajnog dela svog života (oko 10% za zvezdu nalik Suncu). Jezgro nastavlja da dobija masu, da se kontrahuje i povećava temperaturu, dok u spoljnim slojevima dolazi do gubitka mase.^{[8], § 5.9.}

Ako je masa zvezde, kada je u glavnoj sekvenci, bila ispod približno 0,4 M_☉, nikada neće dostići centralne temperature potrebne za fuziju helijuma.^{[9]‍:p. 169.} Ona će stoga ostati crveni div koji fuzioniše vodonik dok ne ponestane vodonika, kada će postati helijumski beli patuljak.^{[8]‍:§ 4.1, 6.1.} Prema teoriji evolucije zvezda, nijedna zvezda tako niske mase ne može da evoluira do tog stupnja u okviru starosti svemira.

U zvezdama iznad oko 0,4 M_☉ temperatura jezgra na kraju dostigne 10⁸ K, i helijum počinje da se stapa u ugljenik i kiseonik trostrukim-alfa procesom u jezgru.^{[8]‍:§ 5.9, poglavlje 6.} Kad se jezgro degeneriše fuzija počinje eksplozivno, ali većina energije ide u povećanje degeneracije i jezgro postaje konvektivno. Energija stvorena fuzijom helijuma smanjuje pritisak u okolnoj ljusci koja sagoreva vodonik, što smanjuje brzinu proizvodnje energije. Ukupna luminoznost zvezde se smanjuje, spoljni omotač se ponovo kontrahuje, i zvezda prelazi iz grane crvenog diva u horizontalnu granu.^{[8][10]‍:poglavlje 6.}

Kada se iscrpi helijumsko jezgro, zvezda sa oko 8 M_☉ ima ugljenično-kiseonično jezgro koje postaje degenerisano i počinje sagorevanje helijuma u ljusci. Kao i kod ranijeg kolapsa helijumskog jezgra, to počinje konvekcijom u spoljašnjim slojevima, izaziva drugo iskopavanje i uzrokuje dramatično povećanje veličine i sjajnosti. Ovo je grana asimptotskog diva (AGB) koja je analogna grani crvenog diva, ali je svetlija, i ljuska koja sagoreva vodonik daje najveći deo energije. Zvezde ostaju u AGB obliku samo oko milion godina, postajući sve nestabilnije dok ne iscrpe svoje gorivo, prolaze kroz fazu planetarne maglice, a zatim postaju ugljenično-kiseonični beli patuljci.^{[8]‍:§ 7.1–7.4.}

Zvezde velike mase

Zvezde glavne sekvence sa masama iznad oko 12 M_☉ su već vrlo blistave i kreću se horizontalno preko HR dijagrama kada napuste glavni niz, nakratko postaju plavi divovi pre nego što se prošire dalje u plave superdivove. One započinju sagorevanje helijuma u jezgru pre nego što jezgro postane degenerirano i razvijaju se u crvene superdivove bez snažnog povećanja luminoznosti. U ovoj fazi imaju uporedive luminoznosti sa svetlim AGB zvezdama, iako imaju mnogo veće mase, ali će dalje povećavati luminoznost dok spaljuju teže elemente i na kraju postaju supernove. Zvezde u opsegu 8-12 M_☉ imaju donekle srednja svojstava i nazivaju su super-AGB zvezde.^[11] One uglavnom prate tragove lakših zvezda kroz RGB, HB i AGB faze, ali su dovoljno masivne da pokrenu sagorevanja ugljenika u jezgru, pa čak i neonsko gorenje. One formiraju jezgra od kiseonika, magnezijuma i neona, koje se mogu kolapsirati u supernovu koja zarobljava elektrone, ili mogu ostaviti iza sebe kiseonično-neonski beli patuljak.

Zvezde glavnog niza klase O klase su već jako luminozne. Divovska faza za takve zvezde je kratka sa blago povećanom veličinom i luminoznošću pre nego što se razvije superdivovska klasa spektralne limunoznosti. Divovi tipa O mogu biti više od stotinu hiljada puta blistaviji od sunca, svetliji od mnogih superdivova. Klasifikacija je složena i teška sa malim razlikama između klasa luminoznosti i kontinuiranog raspona intermedijarnih oblika. Najmasivnije zvezde razvijaju divovske ili superdivovske spektralne karakteristike dok još uvek sagorevaju vodonik u svojim jezgrama, zbog mešanja teških elemenata sa površinom i visoke luminoznosti koja proizvodi snažan zvezdani vetar i uzrokuje širenje atmosfere zvezde.

Zvezde male mase

Zvezda čija je početna masa manja od približno 0.25 M_☉ uopšte neće postati divovska zvezda. Tokom većig dela njihovog života, takve zvezde imaju unutrašnju unutrašnjost temeljno pomešanu konvekcijom i tako mogu nastaviti da vrše fuziju vodonika tokom vremenskog perioda dužeg od 10¹² godina, mnogo duže od sadašnje starosti svemira. One postojano postaju toplije i svetlije tokom tog vremena. Na kraju, one razviju radijaciono jezgro, a zatim iscrpljuju vodonik u jezgru i sagorevaju vodonik u ljusci koja okružuje jezgro. (Zvezde sa masom većom od 0.16 M_☉ mogu se proširiti u ovom trenutku, ali nikada neće postati veoma velike.) Ubrzo nakon toga, zaliha vodonika zvezde će biti potpuno iscrpljena i ona će postati helijumski beli patuljak.^[12] Povovo, svemir je suviše mlad da bi se takve zvezde mogle posmatrati.

Reference

Literatura

Spoljašnje veze