Ветвь красных гигантов

Звёзды на стадии ветви красных гигантов имеют низкие температуры, и, следовательно, поздние спектральные классы — в основном K и M^[1]. Светимости таких звёзд значительно больше, чем у звёзд главной последовательности тех же спектральных классов, а значит, больше и их радиус. Таким образом, они имеют класс светимости III и являются красными гигантами, а на диаграмме Герцшпрунга — Рассела занимают определённую область, также называемую ветвью красных гигантов. Звёзды на этой стадии имеют начальные массы не более 10 M_⊙ и не менее 0,2 M_⊙, что обусловлено ходом эволюции звёзд (см. ниже^[⇨])^[7][4][8]. Сама ветвь красных гигантов хорошо выражена в звёздных популяциях старше 1,5-2 миллиардов лет^[9].

Эти звёзды имеют гелиевое ядро, в котором не происходят термоядерные реакции, а также протяжённую конвективную оболочку. На границе этих областей происходит синтез гелия из водорода, в первую очередь посредством CNO-цикла^[4][10].

Звёзды на ветви красных гигантов, особенно наиболее яркие из них, нередко проявляют переменность^[2].

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^[11][12].

Звёзды, у которых в ядре прекратился термоядерный синтез гелия из водорода, покидают главную последовательность и переходят на ветвь субгигантов. На этой стадии синтез гелия идёт в слоевом источнике — оболочке вокруг инертного гелиевого ядра. После ветви субгигантов звезда переходит на ветвь красных гигантов, на которой также синтезирует гелий в слоевом источнике, но, в отличие от ветви субгигантов, на этой стадии звезда имеет протяжённую конвективную оболочку^[4][10].

При росте энерговыделения светимость звезды должна возрастать, следовательно, должна увеличиваться либо температура фотосферы, либо её радиус. Механизм превращения звезды в красного гиганта точно неизвестен, однако для него определены 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^[13].

Согласно теоретическим моделям, на ветвь красных гигантов попадают звёзды с начальными массами не менее 0,2 M_⊙^[14][15]. Для звёзд с меньшей массой вышеописанные условия не распространяются: они полностью конвективны и остаются химически однородными, кроме того, при температурах их фотосфер не происходит рост оптической толщины с температурой. Максимальная масса для попадания на ветвь красных гигантов — 10 M_⊙, так как при большей массе Тройная гелиевая реакция в ядре звезды начинается раньше, чем звезда переходит на ветвь красных гигантов, в результате её эволюция также идёт по-другому. Кроме того, существует качественное различие между звёздами ветви красных гигантов больших и малых масс. При массе звезды более 2,3 M_⊙ (точное значение зависит от химического состава) 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^[7][10][4].

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^[5].

Из расположенных рядом с Солнцем звёзд на ветви красных гигантов находится, например, Гакрукс — 3-я по яркости звезда созвездия Южный Крест^[16].

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 закон сохранения энергии, и теорема вириала, однако точный механизм связи этих процессов неизвестен^[17]. 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 2349 L_⊙^[10][18][19].

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_⊙^[4][10]. 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^[8].

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^[20].

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»)^[21][22].

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^[23].

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^[6][24].

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^[8]. 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^{[4][25][26][19]}.

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^[27][23].

На вершине ветви красных гигантов Солнце будет иметь светимость в 2349 L_⊙, радиус в 166 R_⊙ и к этому моменту оно поглотит Меркурий^[28].

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^[14][29].

Термин «красный гигант» появился, когда в начале XX века Герцшпрунг, Эйнар обнаружил, что звёзды одних и тех же спектральных классов могут иметь различные светимости, и особенно сильно это различие в поздних спектральных классах^[30]. Однако это понятие относится в целом к звёздам высокой светимости и поздних спектральных классов и включает в себя различные с физической точки зрения классы звёзд^[1]. Более детальное изучение красных гигантов началось позже, была открыта горизонтальная ветвь^[31][32], а окончательно асимптотическая ветвь гигантов и ветвь красных гигантов были разделены в работах Хэлтона Арпа 1955 года и других учёных^[33][34][35].

Вместе с тем развивалась и теория 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].