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 — 10 ² до 10 ⁴ 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

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 10 ² до 10 ⁴ L _⊙ , а их абсолютные звёздные величины в основном лежат в диапазоне от 0 ^m до −3 ^m . 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 _⊙ и не более 10 M _⊙ .

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 . 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 .

Внешние слои красных гигантов протяжённы и сильно разрежены , в среднем плотность таких звёзд составляет порядка 10 ⁻⁴ —10 ⁻³ г/см ³ , 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⋅10 ⁵ г/см ³ . Для красных гигантов характерен сильный звёздный ветер — на поздних стадиях темп потери массы может достигать 10 ⁻⁴ M _⊙ в год . 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 .

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 .

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

Эволюция

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 . 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 .

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 .

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 . 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 .

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 .

Ветвь 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 .

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 .

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 . 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 .

Красное сгущение

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 .

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 .

Асимптотическая ветвь гигантов

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 _⊙ .

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 .

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 .

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 .

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 .

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 . При этом подгруппы красных гигантов были открыты позже: к 1952 году была открыта горизонтальная ветвь , а затем асимптотическая ветвь гигантов и ветвь красных гигантов были разделены в работе Хэлтона Арпа 1955 года .

Вместе с тем развивалась и теория строения и эволюции звёзд . В 1954 году Аллан Сэндидж установил, что звёзды становятся красными гигантами после главной последовательности , после чего модели эволюции постепенно развивались и дополнялись .

Примечания

Литература

• 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. . — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y. : Springer , 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7 .
• Salaris M., Cassisi S. . — Chichester: John Wiley & Sons , 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X .