Superdivovske zvijezde - kozmička sudbina ovih kolosalnih svjetiljki namijenila im je da eksplodiraju kao supernove u određeno vrijeme.

Sve su zvijezde rođene na isti način. Ogromni oblak molekularnog vodika počinje se skupljati u kuglu pod utjecajem gravitacije sve dok unutarnja temperatura ne pokrene nuklearnu fuziju. Tijekom svog postojanja, svjetiljke su u stanju borbe sa samim sobom, vanjski sloj pritišće gravitacijom, a jezgra - silom zagrijane tvari koja teži širenju. Tijekom svog postojanja vodik i helij postupno izgaraju u središtu i obične zvijezde značajne mase postaju superdivovi. Takvi se objekti nalaze u mladim formacijama, poput nepravilnih galaksija ili otvorenih skupova.

Svojstva i opcije

Masa ima presudnu ulogu u nastanku zvijezda - veća količina energije sintetizirana je u velikoj jezgri, što povećava temperaturu zvijezde i njezinu aktivnost. Približavajući se završnom razdoblju postojanja, objekti čija težina premašuje masu Sunca za 10-70 puta postaju superdivovi. U Hertzsprung-Russell dijagramu, koji karakterizira odnos zvjezdane magnitude, sjaja, temperature i spektralnog tipa, takva se svjetla nalaze na vrhu, što ukazuje na visoku (od +5 do +12) prividnu magnitudu objekata. Niži su od ostalih zvijezda, jer svoje stanje postižu u finalu evolucijski proces kada su zalihe nuklearnog goriva pri kraju. U vrućim objektima nestaju helij i vodik, a izgaranje se nastavlja na račun kisika i ugljika i dalje do željeza.

Klasifikacija zvijezda superdivova

Prema Yerkesovoj klasifikaciji, koja odražava podređenost spektra luminoznosti, superdivovi pripadaju klasi I. Bili su podijeljeni u dvije skupine:

• Ia – svijetli superdivovi ili hiperdivovi;
• Ib su manje sjajni superdivovi.

Prema njihovom spektralnom tipu u klasifikaciji Harvarda, ove zvijezde zauzimaju raspon od O do M. Plavi superdivovi predstavljeni su klasama O, B, A, crveni - K, M, srednji i slabo proučeni žuti - F, G.

Crveni superdivovi

Velike zvijezde napuštaju glavnu sekvencu kada ugljik i kisik počnu sagorijevati u njihovim jezgrama – postaju crveni superdivovi. Njihova plinska ljuska raste do ogromnih veličina, šireći se milijunima kilometara. Kemijski procesi koji se odvijaju prodorom konvekcije iz ljuske u jezgru dovode do sinteze teški elementiželjezni vrh, koji se nakon eksplozije rasprši u svemiru. Obično završavaju crveni superdivovi životni put zvijezde i eksplodirati kao supernova. Plinski omotač zvijezde stvara novu maglicu, a degenerirana jezgra pretvara se u bijelog patuljka. i - najveći objekti među umirućim crvenim zvijezdama.

Plavi superdivovi

Za razliku od crvenih divova koji dugo žive, to su mlade i vruće zvijezde čija masa premašuje Sunčevu 10-50 puta, a radijus 20-25 puta. Njihova temperatura je impresivna - iznosi 20-50 tisuća stupnjeva. Površina plavih superdivova ubrzano se smanjuje zbog kompresije, dok zračenje unutarnje energije neprestano raste i povećava temperaturu zvijezde. Rezultat tog procesa je transformacija crvenih superdiva u plave. Astronomi su primijetili da zvijezde prolaze kroz različite faze u svom razvoju, a međufaze postaju žute ili bijele. Najsjajnija zvijezda, Orion, odličan je primjer plavog superdiva. Njegova impresivna masa je 20 puta veća od Sunca, njegov sjaj je 130 tisuća puta veći.

Superdivovi su neke od najmasivnijih zvijezda. Mase superdiva variraju od 10 do 70 solarnih masa, svjetlina - od 30.000 do stotina tisuća solarnih masa. Radijusi mogu jako varirati - od 30 do 500, a ponekad i preko 1000 solarnih, tada se mogu nazvati i hiperdivovima. Iz Stefan-Boltzmannova zakona slijedi da relativno hladne površine crvenih superdivova oslobađaju mnogo manje energije po jedinici površine od vrućih plavih superdivova. Stoga će crveni superdiv s istim sjajem uvijek biti veći od plavog.

U Hertzsprung-Russell dijagramu, koji karakterizira odnos zvjezdane magnitude, luminoziteta, temperature i spektralne klase, takva se svjetla nalaze na vrhu, što ukazuje na visoku (od +5 do +12) prividnu magnitudu objekata. Njihov životni ciklus kraći je od životnog ciklusa drugih zvijezda jer svoje stanje postižu na kraju evolucijskog procesa, kada zalihe nuklearnog goriva ponestaju. U vrućim objektima nestaju helij i vodik, a izgaranje se nastavlja na račun kisika i ugljika i dalje do željeza.

Velike zvijezde napuštaju glavnu sekvencu kada ugljik i kisik počnu sagorijevati u njihovim jezgrama – postaju crveni superdivovi. Njihova plinska ljuska raste do ogromnih veličina, šireći se milijunima kilometara. Kemijski procesi koji se odvijaju prodiranjem konvekcije iz ljuske u jezgru dovode do sinteze teških elemenata željeznog vrha, koji se nakon eksplozije raspršuju u svemiru. Crveni superdivovi obično završavaju život zvijezde i eksplodiraju u supernovi. Plinski omotač zvijezde stvara novu maglicu, a degenerirana jezgra pretvara se u bijelog patuljka. Antares i Betelgeuse najveći su objekti među umirućim crvenim zvijezdama.

Sl.74. Disk zvijezde Betelgeuse. Slika teleskopa Hubble.

Za razliku od crvenih divova koji dugo žive, plavi divovi su mlade i vruće zvijezde, mase 10-50 puta veće od Sunca, a radijusa 20-25 puta. Njihova temperatura je impresivna - iznosi 20-50 tisuća stupnjeva. Površina plavih superdivova ubrzano se smanjuje zbog kompresije, dok zračenje unutarnje energije neprestano raste i povećava temperaturu zvijezde. Najsjajnija zvijezda u zviježđu Orion, Rigel, odličan je primjer plavog superdiva. Njegova impresivna masa je 20 puta veća od Sunca, njegov sjaj je 130 tisuća puta veći.

Sl.75. sazviježđe Orion.

U zviježđu Cygnus promatra se zvijezda Deneb - još jedan predstavnik ove rijetke klase. Ovo je svijetli superdiv. Na nebu se ova daleka zvijezda po svom sjaju može usporediti samo s Rigelom. Intenzitet njegovog zračenja usporediv je sa 196 tisuća Sunaca, radijus objekta premašuje našu zvijezdu 200 puta, a njegova masa 19 puta. Deneb brzo gubi na masi, zvjezdani vjetar nevjerojatne snage nosi njegovu materiju cijelim Svemirom. Zvijezda je već ušla u razdoblje nestabilnosti. Za sada njegov sjaj varira u maloj amplitudi, ali s vremenom će postati pulsirajući. Nakon iscrpljivanja zaliha teških elemenata koji održavaju jezgru stabilnom, Deneb će, kao i drugi plavi superdivovi, postati supernova, a njegova masivna jezgra postat će crna rupa.

Hipergiganti su nešto veći od superdivova u veličini, ali istovremeno prevladavaju u masi desetke puta, a njihov sjaj doseže od 500 tisuća do 5 milijuna sunčevih svjetlina. Ove zvijezde imaju najviše kratkog vijeka, ponekad se procjenjuje na stotine tisuća godina. Oko 10 takvih svijetlih i snažnih objekata pronađeno je u našoj Galaksiji.

Sl.76. Deneb.

Najsjajnija zvijezda do danas (i najmasivnija) smatra se R136a1. Njegovo otvaranje najavljeno je 2010. godine. To je Wolf-Rayet zvijezda sa sjajem od približno 8.700.000 solarnih i masom 265 puta većom od naše matične zvijezde. Nekada je njegova masa bila 320 solarnih. R136a1 je zapravo dio gustog skupa zvijezda nazvanog R136, koji se nalazi u Velikom Magellanovom oblaku. Prema Paulu Crowtheru, jednom od otkrivača, “Planetima je potrebno više vremena da se formiraju nego što je ovakvoj zvijezdi potrebno više vremena da živi i umre. Čak i da tamo ima planeta, na njima ne bi bilo astronoma, jer je noćno nebo svijetlo kao i dnevno."

Sl.77. Računalna obrada fotografije zvijezde R136a1.

Zvijezde mogu biti vrlo različite: male i velike, svijetle i manje sjajne, stare i mlade, vruće i "hladne", bijele, plave, žute, crvene itd.

Hertzsprung-Russell dijagram omogućuje vam razumijevanje klasifikacije zvijezda.

Prikazuje odnos između apsolutne magnitude, luminoziteta, spektralnog tipa i površinske temperature zvijezde. Zvijezde u ovom dijagramu nisu nasumično smještene, već čine jasno vidljiva područja.

Najviše je zvijezda na tzv glavni niz . Postojanje glavnog niza posljedica je činjenice da faza sagorijevanja vodika čini ~90% evolucijskog vremena većine zvijezda: sagorijevanje vodika u središnjim područjima zvijezde dovodi do stvaranja izotermne jezgre helija, prijelaz u stadij crvenog diva i odlazak zvijezde iz glavnog niza. Relativno kratka evolucija crvenih divova dovodi, ovisno o njihovoj masi, do nastanka bijelih patuljaka, neutronskih zvijezda ili crnih rupa.

Budući da se nalaze na različitim stupnjevima svog evolucijskog razvoja, zvijezde se dijele na normalne zvijezde, zvijezde patuljaste i zvijezde divove.

Normalne zvijezde su zvijezde glavnog niza. To uključuje naše Sunce. Ponekad se normalne zvijezde poput Sunca nazivaju žuti patuljci.

Žuti patuljak

Žuti patuljak je vrsta male zvijezde glavnog niza s masom između 0,8 i 1,2 mase Sunca i površinskom temperaturom od 5000-6000 K.

Životni vijek žutog patuljka je u prosjeku 10 milijardi godina.

Nakon što izgori cjelokupna zaliha vodika, zvijezda se višestruko povećava i pretvara u crvenog diva. Primjer ove vrste zvijezda je Aldebaran.

Crveni div izbacuje svoje vanjske slojeve plina, stvarajući tako planetarne maglice, a jezgra se kolabira u malu, gustu bijeli patuljak.

Crveni div je velika zvijezda crvenkasta ili narančasta boja. Formiranje takvih zvijezda moguće je kako u fazi formiranja zvijezda tako iu kasnijim fazama njihovog postojanja.

U ranoj fazi zvijezda zrači zbog gravitacijske energije koja se oslobađa tijekom kompresije, sve dok kompresija nije zaustavljena termonuklearnom reakcijom koja je započela.

U kasnijim fazama evolucije zvijezda, nakon sagorijevanja vodika u njihovim jezgrama, zvijezde napuštaju glavni niz i prelaze u područje crvenih divova i superdivova Hertzsprung-Russellovog dijagrama: ovaj stupanj traje otprilike 10% vrijeme "aktivnog" života zvijezda, odnosno faze njihove evolucije tijekom kojih se u zvjezdanoj unutrašnjosti odvijaju reakcije nukleosinteze.

Divovska zvijezda ima usporedno niske temperature površine, oko 5000 stupnjeva. Ogromnog radijusa, koji doseže 800 solarnih i zbog tako velikih veličina, golemog sjaja. Maksimalno zračenje javlja se u crvenom i infracrvenom području spektra, zbog čega se nazivaju crvenim divovima.

Najveći od divova pretvaraju se u crvene superdivove. Zvijezda Betelgeuse iz zviježđa Orion je najviše svijetli primjer crveni superdiv.

Patuljaste zvijezde su suprotnost divovima i mogle bi biti sljedeće.

Bijeli patuljak je ono što ostaje od obične zvijezde s masom manjom od 1,4 Sunčeve mase nakon što prođe kroz fazu crvenog diva.

Zbog nedostatka vodika u jezgri takvih zvijezda ne dolazi do termonuklearnih reakcija.

Bijeli patuljci su vrlo gusti. Nisu iste veličine više od Zemlje, ali se njihova masa može usporediti s masom Sunca.

To su nevjerojatno vruće zvijezde, njihove temperature dosežu 100 000 stupnjeva ili više. Oni svijetle koristeći svoju preostalu energiju, ali s vremenom ona nestane i jezgra se ohladi, pretvarajući se u crnog patuljka.

Crveni patuljci najčešći su objekti zvjezdanog tipa u svemiru. Procjene njihovog broja variraju od 70 do 90% od broja svih zvijezda u galaksiji. Dosta su drugačije od ostalih zvijezda.

Masa crvenih patuljaka ne prelazi trećinu Sunčeve mase (donja granica mase je 0,08 solarna, a slijede smeđi patuljci), površinska temperatura doseže 3500 K. Crveni patuljci imaju spektralni razred M ili kasni K. Zvijezde ove vrste emitiraju vrlo malo svjetla, ponekad i 10 000 puta manje od Sunca.

S obzirom na njihovu nisku radijaciju, nijedan od crvenih patuljaka nije vidljiv sa Zemlje golim okom. Čak i crveni patuljak najbliži Suncu, Proxima Centauri (zvijezda najbliža Suncu u trostrukom sustavu), i najbliži pojedinačni crveni patuljak, Barnardova zvijezda, imaju prividne magnitude od 11,09 odnosno 9,53. U ovom slučaju, zvijezda s magnitudom do 7,72 može se promatrati golim okom.

Zbog niske brzine sagorijevanja vodika, crveni patuljci imaju vrlo dug životni vijek, u rasponu od desetaka milijardi do desetaka trilijuna godina (crveni patuljak s masom od 0,1 solarne mase gorjet će 10 bilijuna godina).

Nije moguće kod crvenih patuljaka termonuklearne reakcije uz sudjelovanje helija, pa se ne mogu pretvoriti u crvene divove. S vremenom se postupno smanjuju i sve više zagrijavaju dok ne potroše cjelokupnu zalihu vodikovog goriva.

Postupno, prema teorijske ideje, pretvaraju se u plave patuljke - hipotetsku klasu zvijezda, dok se niti jedan od crvenih patuljaka još nije uspio pretvoriti u plavog patuljka, a zatim u bijele patuljke s helijevom jezgrom.

Smeđi patuljak - podzvjezdani objekti (s masama u rasponu od oko 0,01 do 0,08 solarnih masa, odnosno od 12,57 do 80,35 masa Jupitera i promjerom približno jednakim promjeru Jupitera), u čijim dubinama, za razliku od glavnog niza zvijezda, nema reakcije termonuklearne fuzije s pretvorbom vodika u helij.

Minimalna temperatura zvijezda glavnog niza je oko 4000 K, temperatura smeđih patuljaka je u rasponu od 300 do 3000 K. Smeđi patuljci se stalno hlade tijekom svog života, a što je patuljak veći, to se sporije hladi.

Subbraon patuljci

Subsmeđi patuljci ili smeđi subpatuljci su hladne formacije koje padaju ispod granice mase smeđih patuljaka. Njihova masa je manja od približno jedne stotine mase Sunca ili, prema tome, 12,57 mase Jupitera, donja granica nije definirana. Općenito se smatraju planetima, iako znanstvena zajednica još nije došla do konačnog zaključka o tome što se smatra planetom, a što subsmeđim patuljkom.

Crni patuljak

Crni patuljci su bijeli patuljci koji su se ohladili i zbog toga ne emitiraju u vidljivom području. Predstavlja završnu fazu evolucije bijelih patuljaka. Mase crnih patuljaka, kao i mase bijelih patuljaka, ograničene su iznad 1,4 Sunčeve mase.

Dvojna zvijezda su dvije gravitacijski povezane zvijezde koje kruže oko zajedničkog centra mase.

Ponekad postoje sustavi od tri ili više zvijezda, u kojima opći slučaj sustav se naziva višestruka zvijezda.

U slučajevima kada takav zvjezdani sustav nije previše udaljen od Zemlje, pojedine zvijezde mogu se razlikovati kroz teleskop. Ako je udaljenost značajna, shvatite da astronomi dvostruka zvijezda Moguće je samo neizravnim znakovima - fluktuacijama u svjetlini uzrokovanim periodičnim pomrčinama jedne zvijezde drugom i nekim drugima.

Nova zvijezda

Zvijezde čiji se sjaj odjednom poveća 10 000 puta. Nova je binarni sustav koji se sastoji od bijelog patuljka i zvijezde pratilice smještene u glavnom nizu. U takvim sustavima plin iz zvijezde postupno teče do bijelog patuljka i tamo povremeno eksplodira, uzrokujući eksploziju sjaja.

Supernova

Supernova je zvijezda koja završava svoju evoluciju u katastrofalnom eksplozivnom procesu. Bljesak u ovom slučaju može biti nekoliko redova veličine veći nego u slučaju nova. Tako snažna eksplozija je posljedica procesa koji se odvijaju u zvijezdi u posljednjoj fazi evolucije.

Neutronska zvijezda

Neutronske zvijezde (NS) su zvjezdane formacije s masom reda veličine 1,5 solarne i veličinama znatno manjim od bijelih patuljaka; tipični radijus neutronske zvijezde je vjerojatno reda veličine 10-20 kilometara.

Sastoje se uglavnom od neutralnih subatomskih čestica - neutrona, čvrsto komprimiranih gravitacijske sile. Gustoća takvih zvijezda je izuzetno velika, usporediva je, a prema nekim procjenama može biti i nekoliko puta veća od prosječne gustoće atomska jezgra. Jedan kubični centimetar NZ tvari će težiti stotine milijuna tona. Gravitacija na površini neutronske zvijezde je oko 100 milijardi puta veća nego na Zemlji.

U našoj Galaksiji, prema znanstvenicima, može postojati od 100 milijuna do 1 milijarde neutronskih zvijezda, odnosno negdje oko jedne na tisuću običnih zvijezda.

Pulsari

Pulsari su kozmički izvori elektromagnetskog zračenja koji dolaze na Zemlju u obliku periodičnih izboja (pulsova).

Prema dominantnom astrofizičkom modelu, pulsari rotiraju neutronske zvijezde S magnetsko polje, koji je nagnut prema osi rotacije. Kada Zemlja padne u stožac koji formira ovo zračenje, moguće je detektirati puls zračenja koji se ponavlja u intervalima jednakim revolucijskom periodu zvijezde. Neke se neutronske zvijezde okreću i do 600 puta u sekundi.

cefeide

Cefeide su klasa pulsirajućih promjenjivih zvijezda s prilično preciznim odnosom perioda i sjaja, nazvane po zvijezdi Delta Cephei. Jedna od najpoznatijih cefeida je Polaris.

Slijedi popis glavnih vrsta (tipova) zvijezda s njihovim Kratak opis, naravno, ne iscrpljuje svu moguću raznolikost zvijezda u Svemiru.

Rezultati određivanja promjera zvijezda pokazali su se doista nevjerojatnima. Prije nismo ni slutili da bi moglo biti takvih divovske zvijezde. Prva zvijezda čije su prave dimenzije utvrđene (1920. godine) bila je sjajna zvijezda zviježđa Orion, koja nosi arapski naziv Betelgeuse. Pokazalo se da njegov promjer premašuje promjer orbite Marsa! Još jedna divovska zvijezda je Antares, najsjajnija zvijezda u zviježđu Škorpiona: njen promjer je otprilike jedan i pol puta veći od promjera Zemljine orbite. Među trenutno otkrivene zvjezdane divove valja ubrojiti i tzv. čudesnu Miru, zvijezdu u zviježđu Kita, čiji je promjer 330 puta veći od promjera našeg Sunca. Tipično, divovske zvijezde imaju radijus od 10 do 100 solarnih radijusa i luminozitet od 10 do 1000 solarnih luminoziteta. Zvijezde čiji je sjaj veći od sjaja divova nazivamo superdivovima i hiperdivovima.

Divove zvijezde imaju zanimljivo fizička struktura. Izračuni pokazuju da takve zvijezde, unatoč svojim monstruoznim veličinama, sadrže nesrazmjerno malo materije. Samo su nekoliko puta teži od našeg Sunca; a od svezaka Betelgeusea, na primjer, veći od sunca 40.000.000 puta, tada bi gustoća ove zvijezde trebala biti zanemariva. A ako se materija Sunca u prosjeku približava gustoći, tada materija divovskih zvijezda u tom pogledu nalikuje razrijeđenom zraku. Divovske zvijezde, kako je rekao jedan astronom, “nalikuju ogromnom balonu niske gustoće, mnogo manje od gustoće zraka”.

Zvijezda postaje div nakon što se potroši sav vodik dostupan za reakciju u jezgri zvijezde. Zvijezda čija početna masa ne prelazi oko 0,4 solarne mase, neće postati divovska zvijezda. To je zato što je materija unutar takvih zvijezda visoko izmiješana konvekcijom, pa vodik nastavlja sudjelovati u reakciji sve dok se ne potroši sva masa zvijezde, u kojoj točki ona postaje bijeli patuljak koji se pretežno sastoji od helija. Ako je zvijezda masivnija od ove donje granice, tada kada potroši sav vodik dostupan u jezgri za reakciju, jezgra će se početi skupljati. Vodik sada reagira s helijem u ljusci oko jezgre bogate helijem, a dio zvijezde izvan ljuske se širi i hladi. U ovoj točki svoje evolucije, sjaj zvijezde ostaje približno konstantan, a temperatura njezine površine opada. Zvijezda počinje postajati crveni div. U ovom trenutku, već, u pravilu, crveni div, ostat će približno konstantan, dok će se njegov sjaj i radijus značajno povećati, a jezgra će se nastaviti skupljati, povećavajući svoju temperaturu.

Ako je masa zvijezde manja od otprilike 0,5 solarne mase, vjeruje se da nikada ne bi dosegla središnje temperature potrebne za fuziju helija. Stoga će ostati zvijezda crvenog diva s vodikovom fuzijom sve dok se ne počne pretvarati u helijevog bijelog patuljka.

Rođenje bilo koje zvijezde događa se približno na isti način - kao rezultat kompresije i zbijanja pod utjecajem vlastite gravitacije oblaka, koji uglavnom sadrži međuzvjezdani plin i prašinu. Prema znanstvenicima, upravo taj proces kompresije pridonosi stvaranju novih zvijezda. Trenutno, zahvaljujući modernoj opremi, znanstvenici mogu vidjeti ovaj proces. U teleskopu to izgleda kao određene zone koje izgledaju kao tamne mrlje na svijetloj pozadini. Zovu se "divovski kompleksi molekularnih oblaka". Ove zone dobile su ovo ime zbog činjenice da sadrže vodik u obliku molekula. Ovi kompleksi ili sustavi, zajedno s kuglastim zvjezdanim skupovima, najveće su strukture u Galaksiji s promjerom do 1300 svjetlosnih godina.

Istodobno s procesom kompresije maglice nastaju i gusti tamni okrugli oblaci plina i prašine koji se nazivaju “Bockove globule”. Američki astronom Bok prvi je opisao ove kuglice, zbog čega se sada tako i zovu. U početku je masa globule 200 puta veća od mase Sunca. Međutim, postupno se globule nastavljaju kondenzirati, dobivajući masu i privlačeći materiju iz susjednih područja zbog svoje gravitacije. Vrijedno je obratiti pozornost na činjenicu da unutarnji dio globule kondenzira mnogo puta brže od vanjske. Zauzvrat, to dovodi do zagrijavanja i rotacije globule. Taj proces traje nekoliko stotina tisuća godina, nakon čega nastaje protozvijezda.

Kako se masa zvijezde povećava, privlači se sve više materije. Energija se također oslobađa iz plina komprimiranog unutra, što dovodi do stvaranja topline. S tim u vezi, tlak i temperatura zvijezde rastu, što dovodi do njenog sjajnog tamnocrvenog svjetla. Protozvijezda se odlikuje prilično velikom veličinom. Unatoč činjenici da je toplina ravnomjerno raspoređena po cijeloj površini, ipak se smatra relativno hladnim. U jezgri temperatura nastavlja rasti. Osim toga, okreće se i poprima pomalo ravan oblik. Taj proces traje nekoliko milijuna godina.

Mlade zvijezde vrlo je teško vidjeti, pogotovo golim okom. Mogu se pregledati samo pomoću posebne opreme. To je zbog činjenice da je zbog tamnog oblaka prašine koji okružuje zvijezde sjaj mladih zvijezda praktički nevidljiv.

Tako se zvijezde rađaju, razvijaju i umiru. U svakoj fazi svog razvoja zvijezde imaju svoju specifičnu masu, temperaturu i sjaj. U tom smislu, sve zvijezde se obično klasificiraju u:

Zvijezde glavnog niza;

Patuljaste zvijezde;

Divovske zvijezde.

Koje su zvijezde divovi

Dakle, divovske zvijezde govore same za sebe i, sukladno tome, imaju znatno veći radijus i veliki luminozitet, za razliku od onih zvijezda glavnog niza koje imaju istu površinsku temperaturu. Radijus divovskih zvijezda obično je u rasponu od 10 do 100 sunčevih radijusa, a imaju sjaj od 10 do 1000 sunčevih luminoziteta. Temperatura divovskih zvijezda je relativno niska zbog mase zvijezde, jer je raspoređena po cijeloj površini zvijezde, i doseže oko 5000 stupnjeva.

Međutim, postoje i zvijezde koje imaju sjaj višestruko veći od sjaja divovskih zvijezda. Takve se zvijezde obično nazivaju superdivovima i hiperdivovima.

Superdiv se smatra jednom od najmasivnijih zvijezda. Zvijezde koje pripadaju ovoj vrsti zauzimaju gornji dio Hertzsprung-Russell dijagrami. Ove zvijezde imaju masu koja se kreće od 10 do 70 Sunčevih masa. Njihov sjaj je 30 000 sunčevih sjaja ili više. Ali polumjeri zvijezda superdivova mogu značajno varirati - u rasponu od 30 do 500 solarnih radijusa. Ali postoje i zvijezde čiji radijus prelazi 1000 solarnih. Međutim, ti superdivovi već prelaze u kategoriju hiperdivova.

Zbog činjenice da ove zvijezde imaju vrlo velike mase, njihov životni vijek je izuzetno kratak i kreće se od 30 do nekoliko stotina milijuna godina. Superdivovi se u pravilu mogu promatrati u područjima aktivnog stvaranja zvijezda - otvoreni zvjezdani skupovi, krakovi spiralne galaksije, kao i u nepravilnim galaksijama.

Crveni div

Crveni div je zvijezda kasnih spektralnih klasa, visokog sjaja i proširenih ovojnica. Najpoznatiji crveni divovi su Arkturus, Aldebaran, Gakruks, Mira.

Crveni divovi pripadaju spektralnim klasama K i M. Također imaju relativno nisku temperaturu emitirajuće površine, koja iznosi oko 3000 - 5000 stupnjeva Kelvina. Zauzvrat, to ukazuje da je protok energije po jedinici površine zračenja 2-10 puta manji od protoka Sunca. Radijus crvenih divova kreće se od 100 do 800 solarnih radijusa.

Spektri crvenih divova karakterizirani su prisustvom molekularnih apsorpcijskih traka, jer su u njihovoj relativno hladnoj fotosferi neke molekule stabilne. Maksimalno zračenje javlja se u crvenom i infracrvenom području spektra.

Osim crvenih divova postoje i bijeli divovi. Bijeli div je zvijezda glavnog niza koja je prilično vruća i sjajna. Ponekad se zvijezda bijeli div može kombinirati s crvenim patuljkom. Ova kombinacija zvijezda naziva se dvostruka ili višestruka i, u pravilu, sastoji se od zvijezda različitih vrsta.