Հսկա աստղ

Վիքիպեդիայից՝ ազատ հանրագիտարանից
Jump to navigation Jump to search

Հսկա, Աստղի տեսակը բավականին մեծ շառավիղ և երկար լուսավորություն ունի, քան այն գլխավոր հաջորդականությամբ , և նույնպիսի՝ մակերեսի ջերմաստիճան ունեցող աստղերը: Սովորաբար հսկա-աստղերը ունեն 10-100 և 10-1000 արևային շառավիղ, և 10-1000 արևային լուսավորություն: Աստղերը՝ ավելի վառ լուսավորությամբ անվանում են գերհսկա կամ հիպերհսկա:Տաք և վառ աստղերը գլխավոր հաջորդականությամբ կարող են նաև լինել սպիտակ հսկաների շարքում:Քանի որ հսկաները ունեն մեծ շառավիղ և երկար լուսավորություն, նրանք ընկած են գլխավոր հաջորդականությունից վերև (լուսապատկերային դասակարգման V դաս)[1]: Գերցշպռունգ-Ռասսելի դիագրամում համապատասխանում է լուսավորության II և III դասերին:

Internal structure of a Sun-like star and a red giant. ESO image.

Կրթություն[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

Աստղը դառնում է հսկա այն բանից հետո երբ ամբողջ ջրածինը, կորիզում կատարվող ռեակցիաների համար, օգտագործված էր և հետևաբար աստղը թողնում է գլխավոր հետևանք:Աստղի նախնական զանգվածը որը չի գերազանցում մոտավորապես 0.4 արևային զանգվածին երբեք չի դառնա աստղ-հսկա:Դա կատարվում է քանի որ նյութը այդպիսի աստղերում ուժեղ խառնված է կոնվեկցիաի հետ և այդ պատճառով ջրածինը շարունակում է մասնակցել ռեակցիայում այնքան ժամանակ մինչև չի վերջանա ամբողջովին և այդ կետում այդ աստղը վերածվում է սպիտակ թզուկի,որը բաղկացած է հելիումի առավելությունից:Դա սպառում է ջրածին ջերմամիջուկային վառելանյութում, այնուամենայնիվ, տեսություներով,վառելանյութը սպառելու համար, ավելի շատ ժամանակ է հարկավոր քան տիեզերքի ստեղծվելուց մինչև մեր օրեր:Եթե աստղի զանգվածը անցնի այդ փոքրագույն արժեքը, ուրեմն աստղը կվերցնի ողջ ջրածինը, հասանելի նրա միջուկում ջերմամիջուկային ռեակցիաների համար աստղի միջուկը սկսում է սեղմվել:Հիմա ջրածինը արձագանքում է հելիումի հետ,հելիումով հարուստ միջուկի կողի շերտից կսկսի մեծանալ և սառչել:Իր փոփոխության այդ փուլում ընդգրկված են գեր հսկաները Գեռցշպռունգ-Ռասսելի դիագրամում,աստղի լուսավորությունը մնում է հաստատուն և նրա վերնային ջերմությունը իջնում է:Ի վերջո աստղը սկսում է բարձրանալ կարմիր հսկայից Գեռցշպռունգ-Ռասելի դիագրամում:Այդ կետում աստղի վերնային ջերմությունը (ինչպես,կարմիր հսկայի կանոն)կմնա հաստատուն,այդ ժամանակ ինչպես իր լուսավորությունը և շառավիղը ենթակա են մեծանալ:Աստղի միջուկը շարունակվում է սեղմվել, մեծացնելով իր ջերմությունը:

Եթե աստղի զանգվածը,ընկած է գլխավոր հերթականության մեջ,ապա այն մոտավորապես հավասար է 0.5 արևային զանգվածին ,համարվում է,որ նա երբեք չի հասնի կենտրոնական ջերմաստիճանին,բավականին՝ ջերմամիջուկում հելիում[8] վառելու համար:Այդ պատճառով այդպիսի աստղը և ապագայում կշարունակի լինել կարմիր հսկա ջերմամիջուկային ջրածին վառելով , մինչև չվերածվի հելիումային սպիտակ թզուկի:Տհաճ իրավիճակում,երբ աստղի միջուկի ջերմաստիճանը հասնում է մոտավորապես 108Կ,հելիումը մտնում է ջերմամիջուկային ռեակցիայի մեջ ածխաթթու և թթվածնի հետ միջուկում: Էներգիան ձևավորվում է հելիումով ռեակցիայի շնորհիվ , առաջացնելով մեծացող միջուկ:Դա ստեղծում է ճնշում մոտակա ջրածին վառող շերտի վրա,ինչը իջեցնում է նրա էներգիան:Աստղի լուսավորությունը իջնում է,իր արտաքին շերտը նորից սեղմվում է ,և աստղը դուրս է գալիս կարմիր հսկաների ցանկից դիագրամում: Աստղի այս հեղափոխությունը կախված է իր զանգվածից:Եթե աստղի զանգվածը այդքանել մեծ չէ ապա աստղը ընդգրկված կլինի Գեռցշպռունգ-Ռասսելի դիագրամի հորիզոնական կտրվածքում, կամ աստղի տեղը կարող է փոխվել օղակաձև:Եթե աստղը ծանր է 8 արևային զանգվածից, ուրեմն այն օգտագործում է իր ողջ հելիումը միջուկում հանդիպում է ածխածնով լի միջուկի շերտում:Այդ ժամանակ աստղի լուսավորությունը կդառնա ինչպես հսկա աստղի լուսավորությունը և կմտնի Գեռցշպռունգ-Ռասսելի դիագրամի հատվածում:Այն բանից հետո երբ աստղը կազատվի իր մեծ զանգվածից նրա միջուկը կսկսի աշխատել ինչպես սպիտակ թզուկի ածխածին-թթվածինը: Աստղի գլխավոր հերթականությունը ամենամեծ զանգվածներից (մոտավորապես 8 արևային զանգված),մոտ.189 արդյունքում ռիակցիայի մեջ է մտնում ածծխաթթու գազ:Աստղի լուսավորությունը գլխավոր հերթականությունից հետո չի մեծանում,բայց նրանք դառնում են ավելի կարմիր:Նրանք կարող են դառնալ կարմիր գեր հսկաներ կամ կորցնեն իրենց զանգվածը,ինչն էլ կդառնա հեղափոխության պատճառ՝ վերածելով կապույտ գեր հսկայի[10],զանգվածը և երկարությունը :Ի վերջո նրանք կդառնան սպիտակ թզուկներ,կազմված ածխաթթու գազից ու նեոնից կամ կանցնեն միջուկի վառման աստիճան, դառնալով գեր նոր հետագայում կազմելով նետրոնային աստղեր կամ սև անցք:

Ծանոթագրություններ[խմբագրել | խմբագրել կոդը]

  1. Giant star, entry in Astronomy Encyclopedia, ed. Patrick Moore, New York: Oxford University Press, 2002. ISBN 0-19-521833-7.