Звезда-гигант

Радиусы и светимости гигантов (звёзд класса светимости III) в десятки и сотни раз превосходят аналогичные показатели для Солнца. Типичные значения составляют 10—100 R_⊙ и 10—1000 L_⊙ соответственно^[6] (это лишь порядки величины, а не точные значения границ). При этом они уступают по светимости ярким гигантам (класс II) и превосходят субгиганты (класс IV). Чтобы отличать гиганты от ярких гигантов, первые часто называют «нормальными гигантами»^{[7][8][9][10][11]}.

В отличие от карликов (звёзд главной последовательности, класс V), гиганты того же спектрального класса имеют существенно бо́льшие радиусы и светимости (рис. 1). Например, красные карлики (спектральные классы K и M) в несколько раз меньше Солнца и светят в сотни раз слабее^[12], тогда как красные гиганты тех же спектральных классов в сотни раз больше Солнца и светят в тысячи раз сильнее^[5].

Светимость ${\displaystyle L}$ звезды с радиусом ${\displaystyle R}$ и эффективной температурой фотосферы ${\displaystyle T_{e}}$ равна^[13][14][15]:

${\displaystyle L=4\pi R^{2}\sigma T_{e}^{4},}$

где ${\displaystyle \sigma \ -}$ постоянная Стефана — Больцмана. Поскольку эффективные температуры звёзд одного спектрального класса отличаются незначительно, различие светимостей карликов и гигантов связано в основном с разницей их размеров^[16].

При одном и том же спектральном классе гиганты имеют более разреженную атмосферу, чем карлики, и эффективную температуру на несколько сотен градусов ниже. Из-за более низкой плотности атмосферы (и, как следствие, редких столкновений атомов) гиганты обладают более узкими спектральными линиями. Это позволяет по виду спектров звёзд определить не только их спектральный класс, но и класс светимости, то есть отличить гиганты от карликов^[17].

Большинство звёзд класса III являются красными гигантами, которые представляют собой поздние стадии звёздной эволюции. Их внутреннее строение включает компактное горячее ядро, исчерпавшее запасы водорода, и сильно расширенную разреженную оболочку, в которой происходит тепловая конвекция вещества^[18]. Ядро, как правило, состоит из гелия (на ранних стадиях существования красного гиганта) или из углерода и кислорода (на более поздних стадиях), а вокруг него находится тонкий слой, в котором продолжаются термоядерные реакции превращения водорода в гелий (ветвь красных гигантов) или превращения гелия в углерод и кислород (асимптотическая ветвь гигантов). Именно эти реакции в слоевом источнике обеспечивают высокую светимость гигантов и раздувание их оболочек^[5][19].

В 1905—1907 годах датский астроном Эйнар Герцшпрунг, изучая звёзды спектральных классов G, K и M, обнаружил, что объекты одного и того же спектрального класса (и, следовательно, примерно одинаковой температуры) разделяются на две группы, которые обладают сильно различающимися светимостью и радиусами: одни значительно ярче и крупнее Солнца, другие — значительно тусклее и меньше^[20][21]. В 1911 году он впервые построил диаграмму «цвет — звёздная величина» для звёзд в рассеянных скоплениях Плеяды и Гиады^[22] (в качестве характеристики цвета он использовал не показатель цвета, а эффективную длину волны, которая тем больше, чем холоднее и «краснее» звезда)^[23]. Поскольку звёзды в одном скоплении находятся примерно на одинаковом расстоянии от Земли, можно предполагать, что разница их блеска обусловлена в основном различием их светимости, а не расстояния. На диаграмме для скопления Гиады (рис. 2) было видно разделение звёзд на два разных класса по их блеску (хотя и не очень хорошо заметное из-за малого количества ярких звёзд в этом скоплении)^[24].

Через несколько лет американский астроном Генри Рассел использовал измеренные к тому времени параллаксы до близких к Солнцу звёзд, чтобы по известным для них видимым звёздным величинам вычислить абсолютные величины. Это позволило ему не ограничиваться только звёздами внутри скоплений, а построить диаграмму «спектральный класс — абсолютная звёздная величина» для гораздо большего числа светил^[22][24]. В своей статье 1913 года Рассел впервые ввёл разделение звёзд на «карлики» и «гиганты» по их светимости^[25]. Однако по неизвестной причине он приписал изобретение этих терминов Герцшпрунгу, хотя тот не использовал их ни в одной из своих работ. По словам самого Герцшпрунга, он избегал использования этих понятий, поскольку звёзды-карлики и гиганты отличаются только плотностью (степенью раздутости), но не массой^[24].

Немецкий астроном Карл Шварцшильд использовал применительно к звёздам термин «гиганты» (но не «карлики») в своей научно-популярной лекции 1908 года, опубликованной в следующем году в журнале «Небо и Земля» (нем. Himmel und Erde). Некоторые исследователи считают вероятным, что парное использование терминов «гигант» и «карлик» было впервые введено именно Расселом^[24].

Созданная на основе этих работ диаграмма Герцшпрунга — Рассела стала фундаментальным инструментом астрофизики. Она позволила не только систематизировать звёзды по их физическим характеристикам, но и установить связь между типами звёзд и их эволюционными стадиями. На диаграмме звёзды группируются не произвольно, а образуют характерные последовательности, каждая из которых соответствует определённому этапу звёздной эволюции. Ветвь гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела стала ключом к пониманию того, что происходит со звездой после исчерпания водорода в её ядре^[3][22].

В основе современной классификации звёзд лежит Йеркская спектральная классификация (Моргана — Кинана — Кельмана, МКК)^[9], которая учитывает не только температуру внешних слоёв звезды (спектральный класс), но и её светимость. Классы светимости обозначаются римскими цифрами (от I до VII) и отражают положение звезды на диаграмме Герцшпрунга — Рассела^[3][7]. Поскольку физические условия (например, плотность, давление и сила тяжести) в атмосферах звёзд одинаковой температуры, но разной светимости немного различаются, это влияет на интенсивность и ширину спектральных линий. Благодаря этому, по спектру звезды можно определить как её спектральный класс, так и класс светимости^[17][26][11].

Деление звёзд на карлики, гиганты и другие классы не основано на их массе. Хотя между массой и светимостью существует корреляция, звёзды одного класса светимости могут иметь сильно различающиеся массы. И наоборот, звёзды одинаковой массы могут относиться к разным классам светимости. Более того, одна и та же звезда, не меняя своей массы, может в течение жизни менять класс светимости и радиус, становясь то карликом, то гигантом, то сверхгигантом, то белым карликом^[27][28].

Гиганты спектральных классов K и M часто относят в общую категорию красных гигантов^[5]. С другой стороны, звёзды класса K считаются оранжевыми^[36], вследствие чего гиганты класса K иногда называют оранжевыми гигантами^[37].

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

Спектральный класс

Коричневые карлики

Белые карлики

Красные карлики

Субкарлики

Главная последовательность (карлики)

Субгиганты

Гиганты

Яркие гиганты

Сверхгиганты

Гипергиганты

Абсолютная

звёздная

величина

(M_V)

Звезда становится красным гигантом после того, как в её ядре заканчиваются запасы водорода и термоядерные реакции превращения водорода в гелий прекращаются^[38]. В этот момент гелиевое ядро начинает сжиматься и разогреваться. Если масса звезды больше 0,5 M_⊙, то выделяющаяся при сжатии ядра энергия разогревает тонкий окружающий слой вещества до достаточно высокой температуры, чтобы термоядерные реакции превращения водорода в гелий начались уже в нём (т. н. слоевой источник). После этого внешние слои звезды расширяются и остывают, а сама звезда покидает главную последовательность и перемещается на диаграмме Герцшпрунга — Рассела в область красных гигантов. Горение водорода в слоевом источнике обеспечивает высокую светимость красного гиганта^[39].

В зависимости от начальной массы звезды её дальнейшая эволюция и конечная судьба различаются^[39][40]:

Звёзды с начальной массой менее 0,5 M_⊙ (красные карлики) никогда не становятся гигантами, поскольку практически во всём их объёме, от ядра до поверхности, происходит конвективное перемешивание вещества, вследствие чего водород выгорает равномерно по всему объёму и разделение звезды на гелиевое ядро и водородный слоевой источник невозможно. Вместе с тем для начала термоядерных реакций превращения гелия в углерод и кислород эти звёзды недостаточно массивны^[41][42].

Звёзды с начальной массой от 0,5 M_⊙ до 8—10 M_⊙ становятся красными гигантами. После исчерпания водорода в ядре они проходят стадию субгиганта, затем красного гиганта, а после этого (при достаточной массе) — стадию горения гелия в ядре (гелиевая вспышка, горизонтальная ветвь). Когда запасы гелия в ядре такой звезды исчерпываются, превратившись в углерод и кислород, ядро снова начинает сжиматься. Выделяющаяся при этом энергия разогревает окружающее вещество и вокруг ядра образуется слоевой источник термоядерного горения гелия, а ещё выше — слой горения водорода. В это время звезда находится на асимптотической ветви гигантов (рис. 3)^[39]. В конце эволюции такие звёзды сбрасывают внешнюю оболочку (образуя планетарную туманность), а их ядро сжимается и превращается в углеродно-кислородный белый карлик^[38].

Звёзды с начальной массой от 8—10 M_⊙ до ~ 40 M_⊙ становятся не гигантами, а сверхгигантами. Они проходят через последовательные стадии термоядерного горения всё более тяжёлых химических элементов и заканчивают жизнь взрывом сверхновой, оставляя после себя нейтронную звезду или чёрную дыру и окружающий её остаток сверхновой^[39][43].

Красные гиганты на диаграмме Герцшпрунга — Рассела находятся выше и правее главной последовательности, образуя несколько характерных ветвей (ветвь красных гигантов, горизонтальная ветвь, асимптотическая ветвь гигантов). Они представляют собой звёзды на поздних стадиях эволюции, уже покинувшие главную последовательность.

К типичным представителям звёзд-гигантов (класс светимости III) относятся:

• Альдебаран (α Тельца) — красный гигант^[5], спектрального класса K5 III^[44][45], массой 1—1,2 M_⊙, радиусом 44—45 R_⊙ и светимостью около 440 L_⊙; его эффективная температура составляет 3900—4100 К; находится на расстоянии 20—21 пк от Солнца^{[46][45][47][48]}; является неправильной переменной звездой с амплитудой изменения блеска около 0,2 звёздной величины^[49];

• Поллукс (β Близнецов) — красный гигант спектрального класса K0 IIIb^[44][45], массой около 2 M_⊙^[47], радиусом 9 R_⊙^[47], светимостью 35 L_⊙^[50] и эффективной температурой примерно 5000 К^[47]; приближается к конечной стадии звёздной эволюции^[51];

• Арктур (α Волопаса) — красный гигант спектрального класса K1 IIIb^[52][53], массой около 1 M_⊙, радиусом 26 R_⊙ и светимостью 170 L_⊙^[53]: эффективная температура его фотосферы составляет 4300 К^[53];

• Капелла (α Возничего) — кратная звезда, состоящая из компонентов Капелла A и Капелла B, каждый из которых в свою очередь является двойной системой. Главный компонент, Капелла A, состоит из двух гигантов — Капелла Aa и Капелла Ab спектральных классов K0 III и G1 III, массами около 2,5 M_⊙ каждый^[54] и светимостями 79 и 73 L_⊙ соответственно. Второй компонент, Капелла B, состоит из двух красных карликов — Капелла H и Капелла L^[55];

• Тубан (α Дракона) — белый гигант спектрального класса A0 III^[56], массой 3,85 M_⊙, радиусом 6,75 R_⊙ и светимостью 300 L_⊙^[57];

• Хамаль (α Овна) — красный гигант класса K2 III^[58], массой около 1,4 M_⊙, радиусом 15,2 R_⊙, светимостью 76 L_⊙ и эффективной температурой 4400 К^[47][59].

Звёзды-гиганты играют важную роль в современной астрофизике по нескольким причинам:

• индикаторы эволюции: гиганты представляют собой ключевой этап звёздной эволюции, позволяя изучать процессы, происходящие после исчерпания водорода в ядре — сжатие ядра, расширение оболочки, слоевое горение, гелиевую вспышку и другие явления^[60][61];

• химический состав: спектры излучения гигантов несут информацию о нуклеосинтезе в недрах звёзд и о процессах перемешивания вещества, которые выносят на поверхность продукты термоядерных реакций из недр^{[62][63][64][65]};

• стандартные свечи: некоторые типы гигантов (например, находящиеся в красном сгущении или на вершине ветви красных гигантов) используются для определения фотометрических расстояний, так как их светимость примерно одинакова^{[66][67][68][69][70][71][72][73]};

• распространённость: большинство звёзд с массами от 0,5 до 8—10 M_⊙ проходят стадию гиганта, что делает их изучение ключевым для понимания строения и эволюции Галактики в целом^[74].

В 2015 году группа астрономов Аргентинской национальной обсерватории обнаружила новую звезду-гигант, получившую обозначение KIC 9821622 и находящуюся на расстоянии примерно 5300 световых лет от Солнца. При помощи спектрографа GRACES, установленного на северном телескопе обсерватории «Джемини», были получены спектры излучения звезды с высоким разрешением. Используя их, учёные смогли определить содержания 23 химических элементов в этой звезде, а также рассчитать её массу, радиус и возраст. Звезда оказалась красным гигантом средней массы (1,64 M_⊙) и относительно небольшого возраста (2,37 млрд лет) с необычайно высоким содержанием лития. Такие богатые литием звёзды являются очень редкими. По оценкам экспертов, лишь 1—2 % от общего числа всех наблюдаемых гигантов имеют в своём составе не меньшее количество лития, чем KIC 9821622^[75].

В начале 2024 года международная группа астрономов из Великобритании, Чили, Южной Кореи, Бразилии, Германии и Италии сообщила об открытии 32 извергающихся протозвёзд, яркость которых увеличилась как минимум в 40 раз, а в некоторых случаях и более чем в 300 раз. Большинство извержений продолжаются, что позволяет астрономам следить за процессами от начального состояния покоя, через пик яркости и до стадии спада. Была выявлена 21 красная звезда, показавшая неоднозначные изменения яркости в течение 10-летнего периода наблюдений. Анализ спектров 7 звёзд в сравнении с данными более ранних обзоров показал, что на самом деле эти объекты представляют собой новый тип красных гигантов^[76].