Син џин

Во астрономијата, синиот џин е жешка ѕвезда со класа на сјајност од III ( џин ) или II ( светол џин ). Во стандардниот Херцшпрунг-Расел дијаграм (ХР дијаграм) овие ѕвезди лежат над и десно од главната низа .
Терминот- син џин се однесува на различни ѕвезди во различни фази на развој, сите еволуирани ѕвезди кои преминале од главната низа, а притоа немаат ништо друго заедничко, така што синиот џин едноставно се однесува на ѕвезди во одреден регион на дијаграмот на Херцшпрунг- Расел, а не на специфичен тип на ѕвезда. За разлика од црвените џинови, тие се многу поретки затоа што се развиваат само од помасивни и поневообичаени ѕвезди и исто така се одликуваат со краток живот во фазата на синиот џин.
Бидејќи ѕвездите од О и Б-типот се здобиваат со класификација на џиновска сјајност честопати се нешто посветлени од другите ѕвезди од главната низа кои имаат исти температури како нив и се релативно блиску до Земјата на галактичката скала на Млечниот Пат, многу од светлите ѕвезди на ноќното небо се примери на сини џинови, вклучително и Бета Кентаури (B1III); Мимоза (B0.5III); Белатрикс (B2III); Адара (B2II); и Алфа Лупи (B1.5III) меѓу другите.
Често доаѓа до конфузија кога се користи името син џин, бидејќи терминот погрешно се применува на други светлечки ѕвезди со голема маса, како што се ѕвездите од главната низа, едноставно затоа што се големи и топли.
1 Својства
Синиот џин не е строго дефиниран поим и често може да опфаќа различни видови ѕвезди. Тие имаат заедничко зголемување на големината и сјајноста во споредба со ѕвездите од главната низа со иста маса или температура, и се доволно жешки за да се наречат сини, што значи спектрална класа О, Б, а понекогаш и рана А. Нивните температури надминуваат околу 10.000 К, и тие имаат маси на нулта старосна главна низа (ZAMS) поголеми од околу двапати од Сонцето (сончеви маси) и апсолутни величини околу 0 или посветли. Овие ѕвезди се само 5-10 пати поголем од радиусот на Сонцето, во споредба со црвените џинови кои се до 100 сончев радиус .
Најладните и најмалку светлечките ѕвезди кои се наречени сини џинови се на хоризонталната гранка, ѕвезди со средна маса кои поминале низ фаза на црвениот гигант и сега горат хелиум во нивните јадра. Во зависност од масата и хемискиот состав, овие ѕвезди постепено се движат во сини делови додека не го исцрпат хелиумот во нивните јадра, а потоа се враќаат на црвено во асимптотичната џиновска гранка (AGB). Променливите ѕвезди RR Лира, обично со спектрални типови на А, лежат низ средината на хоризонталната гранка. Ѕвездите со хоризонтални гранки потопли од опсегот на RR Лира генерално се сметаат за сини џинови, а понекогаш и самите ѕвезди RR Лира се нарекуваат сини џинови и покрај тоа што некои од нив се F класа. Најжешките ѕвезди, ѕвездите со сина хоризонтална гранка (BHB), се нарекуваат ѕвезди со екстремна хоризонтална гранка (EHB) и можат да бидат пожешки од ѕвездите од главната низа со иста сјајност. Во овие случаи тие се нарекуваат сини подџуџести (sdB) ѕвезди наместо сини џинови, именувани поради нивната позиција лево од главната низа на дијаграмот ХР поради нивната зголемена сјајност и температура во споредба со кога тие самите биле ѕвезди од главната низа. .
Не постојат строги горни граници за џиновските ѕвезди, но раните типови О стануваат сè потешки да се класифицираат одделно од главната низа и суперџиновите ѕвезди, имаат речиси идентични големини и температури со ѕвездите од главната низа од кои се развиваат и многу краток животен век. Добар пример е ѕвездата на Пласкет, блиска бинарна форма која се состои од два џинови од типот О и двата над , температури над 30.000 K и повеќе од 100.000 пати поголема од сјајноста на Сонцето ( ). Астрономите сè уште не можат да се сложат околу тоа дали да се класифицираат барем една од ѕвездите како суперџин, врз основа на суптилните разлики во спектралните линии.
2 Еволуција
Ѕвездите кои се наоѓаат во синиот џиновски регион на дијаграмот за човечки ресурси можат да бидат во многу различни фази од нивниот живот, но сите се еволуирани ѕвезди кои во голема мера ги исцрпиле своите основни резерви на водород.
Во наједноставниот случај, жешката светлечка ѕвезда почнува да се шири како што нејзиното јадро го исцрпува водородот, и прво станува син подџин, а потоа син џин, станувајќи и поладна и посветла. Ѕвездите со средна маса ќе продолжат да се шират и ладат додека не станат црвени џинови. Масивните ѕвезди, исто така, продолжуваат да се шират додека согорувањето на водородната обвивка напредува, но тие го прават тоа со приближно постојана сјајност и се движат хоризонтално низ дијаграмот ХР. На овој начин тие можат брзо да поминат низ класите на синиот џин, светло синиот џин, синиот суперџин и жолтиот суперџин, додека не станат црвени суперџинови. Класата на сјајност за таквите ѕвезди е одредена од спектралните линии кои се чувствителни на површинската гравитација на ѕвездата, при што на попроширените и светлечките ѕвезди им се дава класификации I (суперџин), додека на нешто помалку раширените и посјајните ѕвезди им е дадена сјајност II или III . Бидејќи тие се масивни ѕвезди со краток животен век, многу сини џинови се наоѓаат во O-B асоцијациите, кои се големи колекции на лабаво врзани млади ѕвезди.
Ѕвездите BHB се повеќе еволуирани и имаат јадра што горат хелиум, иако сè уште имаат голема водородна обвивка. Имаат и умерени маси околу така што тие често се многу постари од помасивните сини џинови. BHB го добил името од истакнатата хоризонтална групација на ѕвезди што се гледа на дијаграмите со величина-боја за постарите ѕвезди, каде што хелиумот во јадрото на иста возраст се наоѓаат на различни температури со приближно иста сјајност. Овие ѕвезди, исто така, еволуираат низ фазата на согорување на хелиумот во јадрото со постојана сјајност, прво зголемување на температурата, а потоа повторно намалувајќи се додека се движат кон AGB. Меѓутоа, на синиот крај на хоризонталната гранка, формира „сина опашка“ од ѕвезди со помала сјајност, а понекогаш и „сина кука“ од уште пожешки ѕвезди.
Постојат и други високо еволуирани жешки ѕвезди кои обично не се нарекуваат сини џинови: Волф-Рајеовите ѕвезди, високо луминиозни и се разликуваат по нивните екстремни температури и истакнати емисиони линии на хелиум и азот; пост-AGB ѕвезди кои формираат планетарни маглини, слични на Волф-Рајеовите ѕвезди, но помали и помалку масивни; сини ѕвездички, невообичаени светлечки сини ѕвезди забележани на главната низа во кластери каде што ѕвездите од главната низа со нивната сјајност требало да еволуираат во џинови или суперџинови; и вистинските сини суперџинови, најмасивните ѕвезди еволуирале надвор од сините џинови и се идентификувани со ефектите на поголемото проширување на нивните спектри.
Како теорија, група на ѕвезди би можела да се формира кога црвените џуџиња конечно ќе го исцрпат своето јадро на водород за трилиони години. Овие ѕвезди се конвективни низ нивната длабочина и се очекува многу бавно да се зголемуваат како и нивната температура и осветленост бидејќи акумулираат сè повеќе и повеќе хелиум додека на крајот не може повеќе да има фузија и брзо да пропаднат во бели џуџиња. Иако овие ѕвезди можат да станат пожешки од Сонцето, тие никогаш нема да станат посјајни. Името сино џуџе е измислено иако тоа име лесно може да биде збунувачки.