Уикипедия

Червен гигант: Разлика между версии

Интерактивен преглед на историята
← По-стара редакцияПо-нова редакция →
Изтрито е съдържание Добавено е съдържание
ВизуаленУикитекст
Addbot (беседа | приноси)
145 445 редакции
м Робот: Преместване на 58 междуезикови препратки, вече съхранявани в [http://www.wikidata.org/wiki/Wikidata:Main_Page Уикиданни], в d:q50081.
BotNinja (беседа | приноси)
Ботове
562 695 редакции
м форматиране: 2x А|А(Б)
Ред 2:
 
== Наблюдаеми характеристики на червените гиганти ==
Към червените гиганти и свръхгиганти се отнасят звезди със [[спектрален клас]] K или M и клас на светимост съответно III или I, тоест с [[Звездна величина|абсолютни звездни величини]] <math>0^m \ge M_V \ge -3^m</math> при червените гиганти и <math>M_V < -3^m</math> при червените свръхгиганти. Температурата излъчвана от повърхността ([[Фотосфера|фотосфератафотосфера]]та) на червените гиганти е сравнително ниска (<math>T_{ph} \approx 3000 - 5000K</math>) и съответно потокът [[енергия]] от единица излъчваща площ е малък&nbsp;— в 2-10 пъти по-малко, отколкото при [[Слънце]]то. Обаче [[светимост]]та на тези звезди може да достигне <math>10^5-10^6 L_{Sol}</math>, тъй като червените гиганти и свръхгиганти имат много големи [[радиус]]и. Характерните радиуси на червените гиганти и свръхгиганти са от 100 до 800 слънчеви радиуса.
 
[[Спектър|Спектрите]] на Червените гиганти се характеризират с наличието на молекулярни полюсни поглъщания, максимално излъчване имат червените и [[Инфрачервено излъчване|инфрачервените]] области на спектъра.
Ред 11:
Стадият, към който младите звезди се наблюдават като червени гиганти, зависи от тяхната [[маса]]&nbsp;— този етап продължава от ~ 10<sup>3</sup> години за масивните звезди с маси <math>{\mathfrak M} \approx 10 {\mathfrak M}_{Sol}</math> и до ~ 10<sup>8</sup> години за маломасивните звезди с <math>{\mathfrak M} \approx 0,5 {\mathfrak M}_{Sol}</math>. В това време звездата излъчва за сметка на [[Гравитационна енергия|гравитационната си енергия]], отделяща се при свиването. По време на свиването температурата на повърхността на тези звезди расте, но, вследствие от умаляването на размера и площта на излъчващата повърхност, намалява [[светимост]]та. В крайния цикъл, в техните ядра се започва [[Нуклеосинтез|термоядрен синтез]] на [[хелий]] от [[водород]] и младата звезда излиза на [[Главна последователност|главната последователност]].
 
На късните етапи от еволюцията на звездите, след изгарянето на [[водород]]а в техните ядра, звездите излизат от главната последователност и се преместват в областта на червените гиганти и свръхгиганти [[Диаграма на Херцшпрунг-Ръсел|диаграма на Херцшпрунг-Ръсел]]: този етап продължава ~ 10% от времето на "активния" живот на звездата, тоест етапите на тяхната еволюция, в хода на които в звездните недра произхождат реакции на [[нуклеосинтез]]. Звездите от [[Главна последователност|главната последователност]] с [[маса|маси]] <math>{\mathfrak M} \le 10 {\mathfrak M}_{Sol}</math> се превръщат отначало в червени гиганти, а след това в червени свръхгиганти; звезди с маси <math>{\mathfrak M} > 10 {\mathfrak M}_{Sol}</math> — непосредствено в червени свръхгиганти.
 
В съвременната [[астрофизика]] терминът ''червен гигант'' се отнася към такива звезди, които са излезли от главната последователност. Млади звезди, невлезли в главната последователност, обобщено се наричат протозвезди или по конкретен тип, например, звезда от типа T [[Телец (съзвездие)|Телец]].
Взето от „https://bg.wikipedia.org/wiki/Червен_гигант“.