Области знаний
Партнёрские проектыМатериалы БРЭСпецпроектыСтать автором
Настроить видСменить языкИнформация
О РУВИКИ
Найти статью

Красный гигант

Pause

Кра́сные гига́нты — звёзды, для которых характерны поздние спектральные классы, большие размеры и светимости. Они занимают верхнюю правую часть диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Звёзды имеют протяжённые, разрежённые оболочки и создают сильный звёздный ветер, часто проявляют переменность. Радиусы таких звёзд составляют 10—200 R⊙, светимости — 102 до 104 L⊙ (по другим источникам — до 105—106 L⊙[1]), а температуры — 3000—5000 K[2][3].

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⊙[1][4].

Характеристики

undefined

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⊙[2] (по другим источникам — до 105—106 L⊙[1]), а их абсолютные звёздные величины в основном лежат в диапазоне от 0m до −3m[3]. 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⊙[4] и не более 10 M⊙[1].

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 Тройная гелиевая реакция, при котором синтезируется углерод и кислород. Когда гелий исчерпывается, ядро красного гиганта снова становится инертным и состоит из углерода и кислорода[1]. 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[3].

Внешние слои красных гигантов протяжённы и сильно разрежены[2], в среднем плотность таких звёзд составляет порядка 103—104 г/см3, 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[5]. Для красных гигантов характерен сильный звёздный ветер — на поздних стадиях темп потери массы может достигать 10−4 M⊙ в год[6]. 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[1][7][8].

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 разрежённые конвективные оболочки[3][1].

Доля красных гигантов среди звёзд невелика — у звёзд, которые становятся красными гигантами, эта эволюционная стадия длится не более 10 % срока их жизни[3], однако благодаря высокой яркости они видны с больших расстояний, и среди видимых невооружённым глазом звёзд их около 10 %[8][9][10]. Красными гигантами являются, например, Арктур и Альдебаран[1][11].

Эволюция

undefined

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[12]. 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[1][6].

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, 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[12].

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[4]. При массе звезды более 10 M⊙ она превращается в сверхгигант, так как при такой массе Тройная гелиевая реакция в ядре звезды начинается раньше, чем звезда становится красным гигантом. Иначе 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[1][13].

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[14].

Ветвь красных гигантов

undefined

Первоначально красные гиганты относятся к ветви красных гигантов — они синтезируют гелий в слоевом источнике, их ядро инертно и состоит из гелия, но, в отличие от субгигантов, они 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[15][16][17].

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 2349 L⊙, радиус достигнет 166 R⊙. Его масса будет составлять 0,725 M⊙ — основные потери массы будут происходить ближе к окончанию этой стадии. К этому моменту Солнце поглотит Меркурий[18][19].

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[19][5][20]. 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[21][22].

Красное сгущение

undefined

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[20][23][24].

Звёзды красного сгущения поддерживают Тройная гелиевая реакция 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⊙. Масса во время этой стадии также практически не уменьшится[25][20].

Асимптотическая ветвь гигантов

undefined

Когда в ядре звезды заканчивается гелий, Тройная гелиевая реакция 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⊙[15][26][27].

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[28][26][29].

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[30].

Стадия ранней асимптотической ветви гигантов для Солнца продлится 20 миллионов лет. К её окончанию масса Солнца сократится до 0,591 M⊙, а температура — до 3160 K. Радиус увеличится приблизительно до 130 R⊙, а светимость — до 2999 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 5200 L⊙. Максимальный радиус Солнца при этом составит 213 R⊙ (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[31].

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[32][33].

История изучения

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[34]. При этом подгруппы красных гигантов были открыты позже: к 1952 году была открыта горизонтальная ветвь[35][36], а затем асимптотическая ветвь гигантов и ветвь красных гигантов были разделены в работе Хэлтона Арпа 1955 года[37][38][39].

Вместе с тем развивались и теории 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[40].

Примечания

  1. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 10 Красные гиганты и сверхгиганты. Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 7 ноября 2023. Архивировано 18 мая 2021 года.
  2. ↑ 1 2 3 Красный гигант. Российская Астрономическая Сеть. Дата обращения: 7 ноября 2023.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 Красные гиганты и сверхгиганты. Российская Астрономическая Сеть. Дата обращения: 7 ноября 2023. Архивировано 22 мая 2021 года.
  4. ↑ 1 2 3 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams F. C., 1997, с. 420.
  5. ↑ 1 2 Кононович, Мороз, 2004, с. 399—400.
  6. ↑ 1 2 Evolution of stars. David Darling. Дата обращения: 6 октября 2026. Архивировано 9 июня 2021 года.
  7. ↑ Kiss L. L., Bedding T. R., 2003, с. 79.
  8. ↑ 1 2 Red giant. David Darling. Дата обращения: 6 октября 2026. Архивировано 25 февраля 2017 года.
  9. ↑ Percy J. R., Mashintsova M., Nasui C., Palaniappan R., Henry G. W., 2009, с. 179.
  10. ↑ Karttunen H., Kröger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J., 2007, с. 216.
  11. ↑ Сурдин В. Г., 2015, с. 153.
  12. ↑ 1 2 Laughlin G., Bodenheimer P., Adams F. C., 1997, с. 426.
  13. ↑ Salaris M., Cassisi S., 2005, с. 174.
  14. ↑ Sackmann I.-J, Boothroyd A. I., Kraemer K. E., 2004, с. 467.
  15. ↑ 1 2 Сурдин В. Г., 2015, с. 159.
  16. ↑ Karttunen H., Kröger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J., 2007, с. 249—250.
  17. ↑ Salaris M., Cassisi S., 2005, с. 140—148.
  18. ↑ Sackmann I.-J, Boothroyd A. I., Kraemer K. E., 2004, с. 462, 463, 467.
  19. ↑ 1 2 Salaris M., Cassisi S., 2005, с. 141—148.
  20. ↑ 1 2 3 Karttunen H., Kröger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J., 2007, с. 249.
  21. ↑ Laughlin G., Bodenheimer P., Adams F. C., 1997, с. 420, 423-424.
  22. ↑ Adams F. C., Graves G. J. M., Laughlin G., 2004, с. 46—47.
  23. ↑ Gaia and the Red Clump. Astrobites. Дата обращения: 6 октября 2026. Архивировано 21 мая 2021 года.
  24. ↑ Salaris M., Cassisi S., 2005, с. 163—167, 305.
  25. ↑ Sackmann I.-J, Boothroyd A. I., Kraemer K. E., 2004, с. 462.
  26. ↑ 1 2 Karttunen H., Kröger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J., 2007, с. 250.
  27. ↑ Salaris M., Cassisi S., 2005, с. 187—188.
  28. ↑ Сурдин В. Г., 2015, с. 154—159.
  29. ↑ Salaris M., Cassisi S., 2005, с. 189.
  30. ↑ Salaris M., Cassisi S., 2005, с. 189, 195—197.
  31. ↑ Sackmann I.-J, Boothroyd A. I., Kraemer K. E., 2004, с. 457, 461.
  32. ↑ Salaris M., Cassisi S., 2005, с. 195—198.
  33. ↑ Davis C. J., Smith M. D., Gledhill T. M., Varricatt W. P., 2005, с. 104.
  34. ↑ Russell H. N., 1913, с. 326.
  35. ↑ Arp H. C., Baum W. A., Sandage A. R., 1952, с. 5.
  36. ↑ Sandage A. R., 1953, с. 65.
  37. ↑ Arp H. C., Johnson H. L., 1955, с. 171.
  38. ↑ Sandage A. R., Katem B., 1968, с. 129.
  39. ↑ Simoda M., Tanikawa K., 1970, с. 143.
  40. ↑ Silva A. V., Christensen-Dalsgaard J., 2020, с. 1.

Литература

Дополнительно по теме

Категории

Pause