Эта статья входит в число хороших статей

Красный гигант

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Красные гиганты — звёзды, для которых характерны поздние

спектральные классы и большие размеры и светимости, таким образом они занимают верхнюю правую часть диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Они имеют протяжённые, разреженные оболочки и создают сильный звёздный ветер, а также часто проявляют переменность. Радиусы таких звёзд составляют 10—200 R⊙, светимости — 102 до 104 L⊙, а температуры — 3000—5000 K
.

В ходе

белые карлики. Общая продолжительность стадии красного гиганта составляет не более 10 % срока жизни звезды, при этом красными гигантами становятся звёзды массой от 0,2 M⊙ до 10 M⊙
.

Характеристики

Шаровое звёздное скопление NGC 288. Яркие жёлтые и красные звёзды являются звёздами ветви красных гигантов

Красные гиганты — звёзды поздних

спектральных классов: K и M, и низких температур — 3000—5000 K, поэтому они излучают в основном в красном и инфракрасном свете. Вместе с этим у красных гигантов большие радиусы — в диапазоне приблизительно 10—200 R⊙, и, как следствие, высокие светимости — от 102 до 104 L⊙[1], а их абсолютные звёздные величины в основном лежат в диапазоне от 0m до −3m[2]. Красные гиганты относятся к классу светимости III и занимают верхнюю правую часть диаграммы Герцшпрунга — Рассела. В ходе эволюции (см. ниже[⇨]) красными гигантами становятся звёзды с массами не менее 0,2 M⊙[3] и не более 10 M⊙[4]
.

Внутреннее строение красных гигантов различается в зависимости от их эволюционной стадии (см. ниже

горение гелия, при котором синтезируется углерод и кислород. Когда гелий исчерпывается, ядро красного гиганта снова становится инертным и состоит из углерода и кислорода[4]. Оболочки красных гигантов конвективны и в некоторых случаях конвекция способна выносить элементы, синтезированные в недрах, на поверхность звезды, что может приводить к аномалиям химического состава[2]
.

Внешние слои красных гигантов протяжённы и сильно разрежены

миридами, полуправильными переменными и переменными других типов[4][8][9]
.

Красные гиганты часто рассматриваются вместе с красными сверхгигантами: последние крупнее и ярче, но и те, и другие звёзды относятся к поздним спектральным классам и в их спектрах наблюдаются полосы поглощения молекул. Красные гиганты и сверхгиганты имеют очень плотные небольшие ядра и разреженные конвективные оболочки[2][4].

Доля красных гигантов среди звёзд невелика — у звёзд, которые становятся красными гигантами, эта эволюционная стадия длится не более 10 % срока их жизни[2][10], однако благодаря высокой яркости они видны с больших расстояний, и среди видимых невооружённым глазом звёзд их около 10 %[9][11][12]. Красными гигантами являются, например, Арктур и Альдебаран[13][4].

Эволюция

Эволюционный трек звезды с массой Солнца

Звёзды с массой более 0,2

ветвь субгигантов, расширяясь и охлаждаясь[3]. На этой стадии синтез гелия идёт в слоевом источнике — оболочке вокруг инертного гелиевого ядра. Если масса звезды меньше 10 M⊙, то она начинает становиться ярче и превращается в красный гигант[4][7]
.

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[3].

Для звёзд с массами меньше 0,2

горение гелия в ядре звезды начинается раньше, чем звезда становится красным гигантом. По-другому идёт и её дальнейшая эволюция, звезда становится ярче и крупнее, поэтому при охлаждении и расширении наиболее массивные звёзды становятся не красными гигантами, а красными сверхгигантами[4][14]
.

Солнце станет красным гигантом через 7,1 миллиарда лет — в возрасте 11,6 миллиардов лет. В начале этой стадии оно будет иметь радиус в 2,3 R⊙, светимость 2,7 L⊙ и температуру поверхности около 4900 K[15].

Ветвь красных гигантов

Строение звезды ветви красных гигантов

Первоначально красные гиганты относятся к ветви красных гигантов — они синтезируют гелий в слоевом источнике, а их ядро инертно и состоит из гелия, но, в отличие от субгигантов, имеют протяжённую конвективную оболочку. Существует качественное различие между звёздами ветви красных гигантов больших и малых масс: при массе звезды более 2,3 M⊙ гелиевое ядро находится в состоянии, близком к идеальному, а при меньшей массе оно оказывается вырожденным. Это различие влияет на то, как именно завершится пребывание звезды на ветви красных гигантов[16][17][18].

Пока звезда находится на ветви красных гигантов, её радиус, светимость и масса ядра, увеличиваются, а температура немного уменьшается. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда движется практически вертикально вверх, причём область высоких светимостей проходит довольно быстро: например, Солнцу из 600 миллионов лет, которые оно проведёт на ветви красных гигантов, понадобится около 450 миллионов лет, чтобы увеличить свою светимость до 17 L⊙. За оставшиеся 150 миллионов лет светимость Солнца увеличится до 2350 L⊙, радиус достигнет 166 R⊙, а температура уменьшится до 3100 K. Его масса будет составлять 0,72 M⊙ — основные потери массы будут происходить ближе к окончанию этой стадии. К этому моменту Солнце поглотит Меркурий[15][18][6].

Нахождение звезды на ветви красных гигантов прерывается началом

горения гелия в ядре, которое сопровождается уменьшением размера и светимости звезды и увеличением температуры поверхности. Если ядро звезды не вырождено, что выполняется для звёзд массивнее 2,3 M⊙, гелий загорается постепенно и звезда переходит на голубую петлю. Если же масса звезды менее 2,3 M⊙, то ядро вырождено и гелий загорается взрывообразно — происходит гелиевая вспышка, и звезда быстро переходит на горизонтальную ветвь, либо на её низкотемпературную область — красное сгущение[17][18][6]. Также, согласно некоторым моделям, существует диапазон малых масс, в котором звезда переходит на ветвь красных гигантов, но оказывается недостаточно массивной, чтобы в ней произошла гелиевая вспышка. Такие звёзды в определённый момент сбрасывают внешние оболочки и оставляют после себя гелиевый белый карлик[3][19]
.

Красное сгущение

Строение звезды красного сгущения

Звёзды, в ядрах которых случилась

населения I, относительно небольшого возраста и высокой металличности. Температуры звёзд красного сгущения составляют порядка 5000 K, а спектральные классы — G8—K0, и их также относят к красным гигантам[17][20][21]
.

Звёзды красного сгущения поддерживают

горение гелия в ядре, пока он не исчерпывается, после чего звезда начинает расширяться, охлаждаться и переходит на асимптотическую ветвь гигантов. Для Солнца срок нахождения на горизонтальной ветви составит около 100 миллионов лет, и за это время его внешние характеристики практически не изменятся: светимость будет составлять приблизительно 44 L⊙, радиус — 10 R⊙, температура — около 4700 K. Масса во время этой стадии также практически не уменьшится[15][17]
.

Асимптотическая ветвь гигантов

Изменение параметров звезды на стадии тепловых пульсаций

Когда в ядре звезды заканчивается гелий,

горение гелия продолжается в оболочке вокруг ядра, ставшего инертным и состоящим из углерода и кислорода. Звезда расширяется и охлаждается, снова становясь красным гигантом, если прекращала быть таковым. Эти процессы имеют сходство с происходящими в звёздах на ветви красных гигантов, а эволюционная стадия называется асимптотической ветвью гигантов. До неё доходят звёзды с массой не менее 0,5 M⊙[16][17][22]
.

По прошествии некоторого времени спокойной эволюции — ранней асимптотической ветви гигантов — у наиболее массивных звёзд, имеющих массы 8—10

сверхновые звёзды, эволюционируют как сверхгиганты[23][24][25]
.

У менее массивных звёзд гелий в слоевом источнике сначала исчерпывается и горение гелия прекращается, но затем снова накапливается в результате горения водорода. Когда накапливается достаточно гелия, случается слоевая гелиевая вспышка. Этот процесс повторяется неоднократно, при этом радиус и светимость звезды колеблются, наблюдается сильный звёздный ветер, а в результате выноса вещества из недр звезды на поверхность она может стать углеродной звездой. Эта стадия называется стадией тепловых пульсаций[26].

Стадия ранней асимптотической ветви гигантов для

а.е., что больше современной орбиты Венеры, но из-за потери Солнцем массы Венера к тому моменту перейдёт на более далёкую орбиту и избежит поглощения звездой[15]
.

Время, которое звезда проводит в стадии тепловых пульсаций, ограничено массой водородной оболочки, которая постепенно уменьшается из-за сильного звёздного ветра и горения водорода в слоевом источнике. Когда водорода остаётся слишком мало, синтез гелия прекращается, оболочки из водорода и гелия начинают быстро сжиматься, а звезда покидает асимптотическую ветвь гигантов. При этом температура на поверхности звезды увеличивается, а светимость остаётся практически постоянной. Звезда и выброшенное ей вещество становятся протопланетарной туманностью, а затем — планетарной туманностью, которая со временем рассеивается, и от красного гиганта остаётся белый карлик[27][28].

История изучения

Термин «красный гигант» появился, когда в начале XX века

Эйнар Герцшпрунг обнаружил, что звёзды одних и тех же спектральных классов могут иметь различные светимости, и особенно сильно это различие в поздних спектральных классах[29][30]. При этом подгруппы красных гигантов были открыты позже: к 1952 году была открыта горизонтальная ветвь[31][32], а затем асимптотическая ветвь гигантов и ветвь красных гигантов были разделены в работе Хэлтона Арпа 1955 года[33][34][35]
.

Вместе с тем развивалась и теория

Аллан Сэндидж установил, что звёзды становятся красными гигантами после главной последовательности[36], после чего модели эволюции постепенно развивались и дополнялись[37]
.

Примечания

  1. ↑ 1 2 Батурин В. А., Миронова И. В. Красный гигант. Глоссарий Астронет. Дата обращения: 19 мая 2021. Архивировано 19 мая 2021 года.
  2. ↑ 1 2 3 4 Юнгельсон Л. Р. Красные гиганты и сверхгиганты. Астронет. Дата обращения: 22 мая 2021. Архивировано 22 мая 2021 года.
  3. ↑
    doi:10.1086/304125. Архивировано
    5 октября 2018 года.
  4. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 КРА́СНЫЕ ГИГА́НТЫ И СВЕРХГИГА́НТЫ : [арх. 18 мая 2021] / Юнгельсон Л. Р. // Конго — Крещение. — М. : Большая российская энциклопедия, 2010. — С. 644. — (Большая российская энциклопедия : [в 35 т.] / гл. ред. Ю. С. Осипов ; 2004—2017, т. 15). — ISBN 978-5-85270-346-0.
  5. Cambridge University Press. Дата обращения: 19 мая 2021. Архивировано
    29 декабря 2010 года.
  6. ↑ 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004, с. 399—400.
  7. ↑ 1 2 Darling D. Evolution of stars. Internret Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 мая 2021. Архивировано 9 июня 2021 года.
  8. doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x
    .
  9. ↑ 1 2 Darling D. Red giant. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 мая 2021. Архивировано 25 февраля 2017 года.
  10. ↑ Red giant stars. Astronomy. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 22 мая 2021. Архивировано 15 января 2021 года.
  11. Astronomical Society of the Pacific
    , 2009. — 1 September (vol. 412). — P. 179.
  12. ↑ Karttunen et al., 2007, p. 216.
  13. ↑ Сурдин, 2015, с. 153.
  14. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 174.
  15. ↑
    doi:10.1086/173407. Архивировано
    26 февраля 2008 года.
  16. ↑ 1 2 Сурдин, 2015, с. 159.
  17. ↑ 1 2 3 4 5 Karttunen et al., 2007, pp. 249—250.
  18. ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 141—148.
  19. ISSN 0185-1101. Архивировано
    10 августа 2013 года.
  20. ↑ Plewa P. Gaia and the Red Clump (англ.). Astrobites (30 ноября 2017). Дата обращения: 21 мая 2021. Архивировано 21 мая 2021 года.
  21. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 163—167, 305.
  22. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 187.
  23. ↑ Сурдин, 2015, с. 154—159.
  24. ↑ Karttunen et al., 2007, pp. 250—253.
  25. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 189.
  26. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 189, 195—197.
  27. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 195—198.
  28. doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x
    .
  29. Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 22 мая 2021. Архивировано
    10 мая 2015 года.
  30. ISSN 0029-7704. Архивировано
    26 марта 2019 года.
  31. doi:10.1086/106674
    .
  32. doi:10.1086/106822. Архивировано
    6 января 2016 года.
  33. doi:10.1086/146065
    .
  34. doi:10.1086/180237
    .
  35. ISSN 0004-6264
    .
  36. ↑ История астрономии. Astronomy. Институт истории естествознания и техники имени С. И. Вавилова РАН. Дата обращения: 22 мая 2021. Архивировано 29 июня 2020 года.
  37. doi:10.1051/0004-6361/201935843
    .

Литература
  • Кононович Э. В.,
    УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2
    .
  • Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
  • 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. — Chichester: John Wiley & Sons, 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Красный_гигант&oldid=129108055