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 эволюции после главной последовательности звёзды небольшой и средней массы становятся красными гигантами: сначала попадают на ветвь красных гигантов, после схода с неё переходят в красное сгущение, оставаясь красными гигантами, или перестают быть таковыми, переходя на горизонтальную ветвь и голубую петлю. Затем звёзды снова становятся красными гигантами, переходя на асимптотическую ветвь гигантов. После этого красные гиганты сбрасывают оболочки и превращаются в 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
править
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), но в любом случае в их ядрах уже исчерпан водород, а ядерное горение водорода происходит в слоевом источнике. Ядро сначала состоит из гелия и является инертным, затем в нём начинается 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[1], в среднем плотность таких звёзд составляет порядка 10?4—10?3 г/см3[5], но у них очень плотные ядра: в определённый момент эволюции масса ядра может составлять четвёртую часть массы звезды при радиусе в 1000 раз меньше радиуса всей звезды — плотность ядра в таком случае равна 3,5?105 г/см3[6]. Для красных гигантов характерен сильный звёздный ветер — на поздних стадиях темп потери массы может достигать 10?4 M⊙ в год[7]. Часто у красных гигантов наблюдается переменность различных типов, в том числе и с высокой амплитудой, особенно у наиболее ярких из них: они могут быть 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
править
Звёзды с массой более 0,2 M⊙, в ядре которых прекратился термоядерный синтез гелия из водорода, покидают главную последовательность и переходят на 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 M⊙ эти условия не выполняются: они имеют не очень большую температуру, при которой прозрачность не увеличивается с её ростом, и они полностью конвективны и остаются химически однородными, поэтому не становятся красными гигантами[3]. При массе звезды более 10 M⊙ она превращается в сверхгигант, так как при такой массе 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
править
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
править
Звёзды, в ядрах которых случилась гелиевая вспышка, попадают на горизонтальную ветвь. В ней выделяется наиболее низкотемпературная область — красное сгущение, на которое попадают звёзды 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
править
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 M⊙, случается углеродная детонация, в которой начинается ядерное горение углерода и после которой они, если не взрываются как 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 Солнца продлится 20 миллионов лет. К её окончанию масса Солнца сократится до 0,59 M⊙, а температура — до 3150 K. Радиус увеличится приблизительно до 130 R⊙, а светимость — до 2000 L⊙. На стадии тепловых пульсаций Солнце проведёт лишь 400 тысяч лет, за это время масса Солнца сократится до 0,54 M⊙, его радиус будет колебаться в пределах 50—200 R⊙, а светимость — от 500 до 5000 L⊙. Максимальный радиус Солнца при этом составит 0,99 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
правитьТермин ?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 строения и эволюции звёзд. В 1954 году Аллан Сэндидж установил, что звёзды становятся красными гигантами после главной последовательности[36], после чего модели эволюции постепенно развивались и дополнялись[37].
Примечания
править- ↑ 1 2 Батурин В. А., Миронова И. В. Красный гигант. Глоссарий Астронет. Дата обращения: 19 мая 2021. Архивировано 19 мая 2021 года.
- ↑ 1 2 3 4 Юнгельсон Л. Р. Красные гиганты и сверхгиганты. Астронет. Дата обращения: 22 мая 2021. Архивировано 22 мая 2021 года.
- ↑ 1 2 3 4 5 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams F. C. The End of the Main Sequence (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1997. — 1 June (vol. 482). — P. 420–432. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/304125. Архивировано 5 октября 2018 года.
- ↑ 1 2 3 4 5 6 7 КРА?СНЫЕ ГИГА?НТЫ И СВЕРХГИГА?НТЫ : [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.
- ↑ Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (англ.) 73. Cambridge University Press. Дата обращения: 19 мая 2021. Архивировано 29 декабря 2010 года.
- ↑ 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004, с. 399—400.
- ↑ 1 2 Darling D. Evolution of stars. Internret Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 мая 2021. Архивировано 9 июня 2021 года.
- ↑ Kiss L. L., Bedding T. R. Red variables in the OGLE-II data base — I. Pulsations and period-luminosity relations below the tip of the red giant branch of the Large Magellanic Cloud (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — New York: Wiley-Blackwell, 2003. — 1 August (vol. 343). — P. L79-L83. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x.
- ↑ 1 2 Darling D. Red giant. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 мая 2021. Архивировано 25 февраля 2017 года.
- ↑ Red giant stars. Astronomy. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 22 мая 2021. Архивировано 15 января 2021 года.
- ↑ Percy J. R., Mashintsova M., Nasui C., Palaniappan R., Henry G. W. Photometric Variability of Red Giants (англ.) // The Biggest, Baddest, Coolest Stars ASP Conference Series. — San Francisco: Astronomical Society of the Pacific, 2009. — 1 September (vol. 412). — P. 179.
- ↑ Karttunen et al., 2007, p. 216.
- ↑ Сурдин, 2015, с. 153.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 174.
- ↑ 1 2 3 4 Sackmann I.-J, Boothroyd A. I., Kraemer K. E. Our Sun. III. Present and Future (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1993. — 1 November (vol. 418). — P. 457. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/173407. Архивировано 26 февраля 2008 года.
- ↑ 1 2 Сурдин, 2015, с. 159.
- ↑ 1 2 3 4 5 Karttunen et al., 2007, pp. 249—250.
- ↑ 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 141—148.
- ↑ Adams F. C., Graves G. J. M., Laughlin G. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence (англ.) // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica[англ.]. — Mexico: Instituto de Astronomía, 2004. — 1 December (vol. 22). — P. 46–49. — ISSN 0185-1101. Архивировано 10 августа 2013 года.
- ↑ Plewa P. Gaia and the Red Clump (англ.). Astrobites (30 ноября 2017). Дата обращения: 21 мая 2021. Архивировано 21 мая 2021 года.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 163—167, 305.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 187.
- ↑ Сурдин, 2015, с. 154—159.
- ↑ Karttunen et al., 2007, pp. 250—253.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, p. 189.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 189, 195—197.
- ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 195—198.
- ↑ Davis C. J., Smith M. D., Gledhill T. M., Varricatt W. P. Near-infrared echelle spectroscopy of protoplanetary nebulae: probing the fast wind in H2 (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — New York: Wiley-Blackwell, 2005. — 1 June (vol. 360). — P. 104—118. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x.
- ↑ Astronomy — The rise of astrophysics (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 22 мая 2021. Архивировано 10 мая 2015 года.
- ↑ Russell H. N. ?Giant? and ?dwarf? stars (англ.) // The Observatory[англ.]. — London: Royal Astronomical Society, 1913. — 1 August (vol. 36). — P. 324–329. — ISSN 0029-7704. Архивировано 26 марта 2019 года.
- ↑ Arp H. C., Baum W. A., Sandage A. R. The HR diagrams for the globular clusters M 92 and M 3. (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1952. — 1 April (vol. 57). — P. 4–5. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/106674.
- ↑ Sandage A. R. The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3. // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1953. — Vol. 58. — P. 61–75. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/106822. Архивировано 6 января 2016 года.
- ↑ Arp H. C., Johnson H. L. The Globular Cluster M13. (англ.) // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1955. — 1 July (vol. 122). — P. 171. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/146065.
- ↑ Sandage A. R., Katem B., Kristian J. An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15 (англ.) // The Astrophysical Journal Letters. — Bristol: IOP Publishing, 1968. — 1 August (vol. 153). — P. L129. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/180237.
- ↑ Simoda M., Tanikawa K. On the Giant, Asymptotic, and Horizontal Branches of the Globular Cluster M5 (англ.) // Publications of the Astronomical Society of Japan[англ.]. — Tokio: Astronomical Society of Japan, 1970. — Vol. 22. — P. 143. — ISSN 0004-6264.
- ↑ История астрономии. Astronomy. Институт истории естествознания и техники имени С. И. Вавилова РАН. Дата обращения: 22 мая 2021. Архивировано 29 июня 2020 года.
- ↑ Silva Aguirre V., Christensen-Dalsgaard J., Cassisi S., Miller Bertolami M., Serenelli A. The Aarhus red giants challenge. I. Stellar structures in the red giant branch phase (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — Paris: EDP Sciences, 2020. — 1 March (vol. 635). — P. A164. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201935843.
Литература
править
- Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: 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; New York: 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.
Эта статья входит в число хороших статей русскоязычного раздела Википедии. |