Красный гигант

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.

Диаграмма Герцшпрунга — Рассела

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.

ХарактеристикиПравить

 
Шаровое звёздное скопление NGC 288. Яркие жёлтые и красные звёзды являются звёздами ветви красных гигантов

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].

ЭволюцияПравить

 
Эволюционный трек звезды с массой Солнца

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 гигантовПравить

 
Строение звезды ветви 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[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 сгущениеПравить

 
Строение звезды красного сгущения

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 гигантовПравить

 
Изменение параметров звезды на стадии тепловых пульсаций

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 изученияПравить

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[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].

ПримечанияПравить

  1. 1 2 Батурин В. А., Миронова И. В. Красный гигант. Глоссарий Астронет. Дата обращения: 19 мая 2021.
  2. 1 2 3 4 Юнгельсон Л. Р. Красные гиганты и сверхгиганты. Астронет. Дата обращения: 22 мая 2021.
  3. 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.
  4. 1 2 3 4 5 6 7 Юнгельсон Л. Р. Красные гиганты и сверхгиганты. Большая российская энциклопедия. Дата обращения: 18 мая 2021.
  5. Zombeck M. V. Handbook of Space Astronomy and Astrophysics (англ.) 73. Cambridge University Press. Дата обращения: 19 мая 2021.
  6. 1 2 3 Кононович, Мороз, 2004, с. 399—400.
  7. 1 2 Darling D. Evolution of stars. Internret Encyclopedia of Science. Дата обращения: 20 мая 2021.
  8. 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. — N. Y.: Wiley-Blackwell, 2003. — 1 August (vol. 343). — P. L79-L83. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x.
  9. 1 2 Darling D. Red giant. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 18 мая 2021.
  10. Red giant stars. Astronomy. Swinburne University of Technology. Дата обращения: 22 мая 2021.
  11. 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.
  12. Karttunen et al., 2007, p. 216.
  13. Сурдин, 2015, с. 153.
  14. Salaris, Cassisi, 2005, p. 174.
  15. 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.
  16. 1 2 Сурдин, 2015, с. 159.
  17. 1 2 3 4 5 Karttunen et al., 2007, pp. 249—250.
  18. 1 2 3 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 141—148.
  19. 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[en]. — Mexico: Instituto de Astronomía, 2004. — 1 December (vol. 22). — P. 46–49. — ISSN 0185-1101.
  20. Plewa P. Gaia and the Red Clump (англ.). Astrobites (30 November 2017). Дата обращения: 21 мая 2021.
  21. Salaris, Cassisi, 2005, pp. 163—167, 305.
  22. Salaris, Cassisi, 2005, p. 187.
  23. Сурдин, 2015, с. 154—159.
  24. Karttunen et al., 2007, pp. 250—253.
  25. Salaris, Cassisi, 2005, p. 189.
  26. Salaris, Cassisi, 2005, pp. 189, 195—197.
  27. Salaris, Cassisi, 2005, pp. 195—198.
  28. 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. — N. Y.: Wiley-Blackwell, 2005. — 1 June (vol. 360). — P. 104—118. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x.
  29. Astronomy — The rise of astrophysics (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 22 мая 2021.
  30. Russell H. N. «Giant» and «dwarf» stars (англ.) // The Observatory[en]. — L.: Royal Astronomical Society, 1913. — 1 August (vol. 36). — P. 324–329. — ISSN 0029-7704.
  31. 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.
  32. 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.
  33. 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.
  34. 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.
  35. Simoda M., Tanikawa K. On the Giant, Asymptotic, and Horizontal Branches of the Globular Cluster M5 (англ.) // Publications of the Astronomical Society of Japan[en]. — Tokio: Astronomical Society of Japan, 1970. — Vol. 22. — P. 143. — ISSN 0004-6264.
  36. История астрономии. Astronomy. Институт истории естествознания и техники имени С. И. Вавилова РАН. Дата обращения: 22 мая 2021.
  37. 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.

ЛитератураПравить