Ветвь красных гигантов

Ветвь красных гигантов — стадия

Звёзды переходят на эту стадию после стадии субгигантов, и, в зависимости от массы, по-разному завершают этот этап эволюции. Они могут перейти на горизонтальную ветвь или красное сгущение, могут оказаться на голубой петле, либо могут сбросить оболочку и стать белыми карликами. В будущем Солнце также окажется на этой стадии.

Звёзды на стадии ветви красных гигантов имеют низкие температуры, и, следовательно, поздние

Из расположенных рядом с Солнцем звёзд на ветви красных гигантов находится, например, Гакрукс^[7].

Звёзды на ветви красных гигантов, особенно наиболее яркие из них, нередко проявляют переменность^[8].

Среди них часто встречаются долгопериодические переменные — разнородный класс пульсирующих переменных. К нему главным образом относятся звёзды ветви красных гигантов и асимптотической ветви гигантов. В них выделяют четыре группы, но все звёзды, проявляющие такую переменность, подчиняются соотношению между периодом пульсаций и средней светимостью вида ${\displaystyle M=\alpha \log P+\beta }$. Здесь ${\displaystyle M}$ — абсолютная звёздная величина, ${\displaystyle P}$ — период, а ${\displaystyle \alpha }$ и ${\displaystyle \beta }$ — коэффициенты, которые для разных групп таких звёзд отличаются, и могут отличаться и внутри этих групп^[9][10].

При росте энерговыделения светимость звезды должна возрастать, следовательно, должна увеличиваться либо температура фотосферы, либо её радиус. Механизм превращения звезды в красный гигант точно неизвестен, однако для него есть необходимые условия: заметное различие химического состава в ядре и в оболочках, а также рост оптической толщины фотосферы при росте температуры. Фотосфера звезды должна располагаться в области, где оптическая толщина невелика, и, если этот показатель растёт вместе с температурой, то фотосфера перемещается в области более низкой температуры^[11].

На ветвь красных гигантов попадают звёзды, согласно теоретическим моделям, с начальными массами не менее 0,2

Солнце попадёт на ветвь красных гигантов через 7,1 миллиарда лет. В начале этой стадии оно будет иметь радиус в 2,3 R_⊙, светимость 2,7 L_⊙ и температуру поверхности около 4900 K^[14].

Пока звезда находится на ветви красных гигантов, её радиус и светимость увеличиваются, а температура лишь немного уменьшается. Этот процесс идёт одновременно со сжатием ядра из-за того, что в звезде должен выполняться и

Масса гелиевого ядра возрастает, так как гелий постоянно образуется в слоевом источнике. Слоевой источник, в свою очередь, движется ко внешним слоям звезды и уменьшается: например, для звёзд небольшой массы в начале ветви красных гигантов в нём заключено 10⁻³ M_⊙, а в конце — 10⁻⁴ M_⊙^[3][6]. Пребывание звезды на ветви красных гигантов сопровождается значительной потерей массы, особенно когда светимость велика: для звезды с массой порядка солнечной её темп может доходить до 10⁻⁷ M_⊙ в год, в то время как на данный момент Солнце теряет лишь 10⁻¹⁷ M_⊙ в год^[4].

Конвективная зона у звёзд на ветви красных гигантов со временем увеличивается и достигает всё большей глубины. В определённый момент она доходит до слоевого источника, где образуется гелий. Это приводит к выносу части гелия из недр звезды на поверхность, но через некоторое время конвективная зона начинает сужаться и вынос гелия во внешнюю оболочку прекращается. Это явление называется первым вычерпыванием, в результате него меняется содержание на поверхности и других элементов кроме гелия^[6].

Кроме того, конвекция порождает резкий скачок содержания химических элементов в области максимальной глубины, до которой дошла конвективная зона. Когда слоевой источник проходит через область, где наблюдается этот скачок, звезда немного сжимается, а её светимость падает, после чего она снова начинает увеличиваться и становиться ярче. Это приводит к тому, что на диаграмме Герцшпрунга ― Рассела звезда трижды проходит практически один и тот же участок, в области которого задерживается на 20 % периода своего нахождения на ветви красных гигантов. Следовательно, звёзд на нём наблюдается больше, а в функции светимости звёзд ветви красных гигантов наблюдается пик. В англоязычной литературе этот пик имеет название red giant branch bump (букв. «бугорок красной ветви гигантов»)^[6][17].

Для звёзд с вырожденным ядром на ветви красных гигантов масса ядра и светимость звезды тесно связаны: чем больше масса ядра, тем больше светимость. Небольшое влияние также оказывает металличность звезды, а параметры оболочки практически не влияют на светимость, поскольку оболочка очень разрежена и мало меняет давление в слоевом источнике. С другой стороны, при прочих равных, чем больше масса оболочки, тем меньше радиус звезды, а значит, больше эффективная температура. Таким образом, потеря звездой массы приводит к тому, что на диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда сдвигается вправо^[6].

В течение этой стадии ядра звёзд, более массивных, чем 2,3 M_⊙ остаются невырожденными, поэтому на ветви красных гигантов они постепенно сжимаются, так как их масса превышает предел Шёнберга — Чандрасекара, и нагреваются. В результате сжатия температура в ядрах массивных звёзд повышается до 10⁸ K, чего достаточно для начала тройной гелиевой реакции. Ядро прекращает сжиматься, а сама звезда сходит с ветви красных гигантов и переходит на голубую петлю^[3][6].

У менее массивных звёзд сжатие практически не происходит, так как давление вырожденного газа препятствует ему. Вырожденный газ хорошо отводит температуру, а энергия из него дополнительно уносится излучением нейтрино, что замедляет нагрев ядра и откладывает начало горения гелия. В конечном итоге, когда температура всё же становится достаточно высокой для начала горения гелия, оно начинается взрывообразно — за несколько минут или часов проходит так называемая гелиевая вспышка^[4]. При ней выделяется очень большое количество энергии, в результате которого ядро нагревается и перестаёт быть вырожденным, после чего расширяется и снова охлаждается. Внешняя оболочка, напротив, сильно сжимается и увеличивает температуру. Этот процесс занимает около 10⁴ лет, за это время на диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда быстро перемещается в область меньших светимостей и больших температур — она сходит с ветви красных гигантов и оказывается на горизонтальной ветви или красном сгущении^{[3][6][14][18]}.

У звёзд разной массы гелиевая вспышка происходит при практически одинаковой массе гелиевого ядра, равной 0,48—0,50 M_⊙. С учётом связи её со светимостью, это приводит к тому, что звёзды с массами менее 1,8 M_⊙ имеют практически одинаковые светимости непосредственно перед гелиевой вспышкой. Светимость звёзд на ней, в зависимости от металличности, составляет 2—3 тысячи L_⊙. Это позволяет использовать вершину ветви красных гигантов как индикатор расстояния, в том числе и для других галактик^[19][20].

На вершине ветви красных гигантов Солнце будет иметь светимость в 2350 L_⊙, радиус в 166 R_⊙ и температуру, равную 3100 K. Его масса будет составлять 0,72 M_⊙, к этому моменту оно поглотит Меркурий^[14].

Согласно некоторым моделям, существует диапазон масс, при котором звезда не полностью конвективна и переходит на ветвь красных гигантов, но оказывается недостаточно массивной, чтобы в ней произошла гелиевая вспышка. Такие звёзды, не доходя до вершины ветви красных гигантов, сбрасывают внешние оболочки и оставляют после себя гелиевый белый карлик^[11][21].

Термин «

• Кононович Э. В.,
  УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2
  .
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y.: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
• Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations. — Cheichester: John Wiley & Sons, 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.
• Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.

Эта статья входит в число хороших статей русскоязычного раздела Википедии.