WikiSort.ru - Космос

Фаза субгиганта

После того как звезда на главной последовательности исчерпает водород в ядре, начинается горение водорода в толстом слое вокруг ядра, состоящего в основном из гелия. Гелиевое ядро не превосходит предела Шёнберга—Чандрасекара и находится в тепловом равновесии, звезда находится на стадии субгиганта. Дополнительная энергия, создаваемая при горении водорода в оболочке, поглощается при расширении оболочки, звезда охлаждается и не увеличивает светимость.^[12]

Горение водорода в слое продолжается в звёздах с массой около солнечной до того момента, когда масса гелиевого ядра увеличится настолько, что оно станет вырожденным. Ядро при этом начинает сжиматься и нагреваться, при этом образуется резкий градиент температуры. Горение в слоевом источнике (CNO-цикл) увеличивает темп энерговыделения, звезда оказывается у основания ветви красных гигантов. Для звезды с массой Солнца данный переход займет около 2 миллиардов лет с момента исчерпания запаса водорода в ядре.^[13]

Субгиганты с массой более 2 масс Солнца достигают предела Шёнберга—Чандрасекара довольно быстро до превращения ядра в вырожденное. Ядро ещё поддерживает собственный вес при использовании энергии реакций в слоевом источнике, но теплового равновесия уже нет. Ядро сжимается, его нагрев приводит к истончению слоя водорода и расширению внешней оболочки. Светимость звезды при этом уменьшается, звезда охлаждается, двигаясь по диаграмме к основанию ветви красных гигантов. До того, как ядро станет вырожденным, внешний водородный слой станет непрозрачным, что приведет к прекращению остывания звезды, увеличению темпа термоядерных реакций в слоевом источнике, при этом звезда окажется на ветви красных гигантов. В таких звёздах фаза субгиганта длится несколько миллионов лет, создавая пробел на диаграмме Герцшпрунга—Рессела между звёздами главной последовательности спектрального класса B и ветвью красных гигантов, наблюдаемый у молодых рассеянных скоплений, например, у скопления Ясли. Это пробел Герцшпрунга, малонаселённая область, в которой наблюдаются субгиганты, быстро эволюционирующие в направлении красных гигантов.^[14][15]

Переход на ветвь красных гигантов

Звёзды у основания ветви красных гигантов обладают примерно одинаковой температурой 5000 K, что соответствует раннему и среднему спектральному классу K. Светимости варьируются от нескольких светимостей Солнца для наименее массивных красных гигантов до нескольких тысяч светимостей Солнца для звёзд с массой около 8 масс Солнца.^[16]

По мере того, как водородный слой продолжает создавать всё больше гелия при термоядерных реакциях, ядро звёзд на ветви красных гигантов увеличивает массу и температуру. При этом реакции протекают с более высоким темпом, светимость звезды увеличивается, размеры возрастают, температура иногда немного уменьшается. Звезда при этом двигается по ветви красных гигантов.^[17]

По мере движения звезды вверх по ветви красных гигантов происходит ряд событий, проявления которых можно наблюдать. Внешняя конвективная оболочка становится глубже по мере увеличения размеров звезды и возрастания количества создаваемой энергии. В некоторый момент конвективная зона становится достаточно глубокой для того, чтобы стал возможным перенос продуктов термоядерных реакций на поверхность. При этом меняется содержание гелия, углерода, азота и кислорода.^[18] Можно обнаружить сгущение звёзд в одной точке на ветви красных гигантов. Причиной сгущения является разрыв в содержании водорода вследствие конвекциию. Продуцирование энергии в слоевом источнике временно уменьшается в области данного разрыва, при этом прекращается движение звезды вверх по ветви красных гигантов, происходит накопление звезд вблизи одной точки.^[19]

Вершина ветви красных гигантов

Для звёзд с вырожденным гелиевым ядром существует предел по размерам и светимости, известный как вершина ветви красных гигантов, при котором ядро достигает достаточной температуры для начала термоядерных реакций. Все звёзды, достигшие данного этапа эволюции, обладают массой гелиевого ядра около 0,5 массы Солнца, а также имеют почти одинаковые светимости и температуры. Данные яркие звёзды используются как индикаторы расстояний. Звёзды на вершине ветвти красных гигантов обладают абсолютной звёздной величиной −3 и температурой около 3000 K при солнечной металличности и около 4000 K при низких металличностях.^[16][20] Модели предсказывают светимости звёзд на вершине ветви красных гигантов около 10^2.0-2.5 светимостей Солнца в зависимости от металличности.^[21] В современных исследованиях обычно рассматривается звёздная величина в инфракрасной части спектра.^[22]

Уход с ветви красных гигантов

В вырожденном ядре термоядерные реакции начинаются при гелиевой вспышке, но внешних признаков данного явления почти нет. Энергия поглощается при снятии вырождения ядра. В целом звезда становится менее яркой и более горячей и движется в сторону горизонтальной ветви. Все вырожденные гелиевые ядра обладают приблизительно одинаковой массой вне зависимости от общей массы звезды, поэтому светимость на стадии горения гелия в ядре примерно одинакова на всей горизонтальной ветви. Горение водорода в слоевом источнике может приводить к различию полной светимости у разных звёзд, но для большинства звёзд с приблизительно солнечной металличностью температура и светимости очень похожи на холодном краю горизонтальной ветви. Данные звёзды образуют красное сгущение при температуре около 5000 K и светимости около 50 светимостей Солнца. Менее массивные водородные оболочки приводят к более горячим и менее ярким звёздам горизонтальной ветви, данный эффект лучше заметен при малых металличностях, поэтому у старых шаровых скоплений на диаграмме Герцшпрунга—Рессела горизонтальная ветвь хорошо видна.^[13][23]

Звёзды с начальной массой более 2 масс Солнца обладают невырожденными гелиевыми ядрами на ветви красных гигантов. Такие звёзды становятся достаточно горячими, чтобы иметь возможность начать термоядерные реакции с участием трёх альфа-частиц, до достижения вершины ветви красных гигантов и до превращения ядра в вырожденное. Затем эти звёзды покидают ветвь красных гигантов и образуют голубую петлю до момента перехода на асимптотическую ветвь гигантов. Звёзды, лишь немного массивнее 2 масс Солнца образуют едва заметную голубую петлю при светимости несколько сотен светимостей Солнца до перехода на асимптотическую ветвь гигантов. Более массивные звёзды образуют протяжённые голубые петли, достигающие области с температурой 10000 K и более при светимостях в тысячи светимостей Солнца. Такие звёзды пересекут полосу нестабильности более одного раза и будут пульсировать как классические цефеиды.^[24]

Свойства

Представленная ниже таблица показывает характерные времена жизни звёзд на главной последовательности (ГП), ветви субгигантов (СГ), ветви красных гигантов (КГ) при различных начальных массах и солнечной металличности (Z = 0.02). Также здесь указаны масса гелиевого ядра, эффективная температура поверхности, радиус и светимость в точке начала и окончания стадии ветви красных гигантов для каждого вида звезды. Окончанием стадии красного гиганта считается момент, когда начинается горение гелия в ядре.^[8]

Масса (${\displaystyle M_{\odot }}$ )	ГП (млрд лет)	СГ (млн лет)	КГ (млн лет)	КГначало				КГконец
				Масса ядра (${\displaystyle M_{\odot }}$ )	Teff (K)	Радиус (${\displaystyle R_{\odot }}$ )	Светимость (${\displaystyle L_{\odot }}$ )	Масса ядра (${\displaystyle M_{\odot }}$ )	Teff (K)	Радиус (${\displaystyle R_{\odot }}$ )	Светимость (${\displaystyle L_{\odot }}$ )
0,6	58,8	5100	2500	0,10	4634	1,2	0,6	0,48	2925	207	2809
1,0	9,3	2600	760	0,13	5034	2,0	2,2	0,48	3140	179	2802
2,0	1,2	10	25	0,25	5220	5,4	19,6	0,34	4417	23,5	188
5,0	0,1	0,4	0,3	0,83	4737	43,8	866,0	0,84	4034	115	3118

Звёзды промежуточной массы теряют лишь малую долю массы на стадиях главной последовательности и субгигантов, но теряют много массы на стадии красных гигантов.^[25]

Потеря массы звездой, похожей на Солнце, влияет на температуру и светимость звезды в момент достижения ей горизонтальной ветви, поэтому свойства звёзд красного сгущения можно использовать для определения разницы масс до и после гелиевой вспышки. Потеря массы красных гигантов также определяет массу и свойства белых карликов, которые впоследствии образуются из этих звёзд. Оценки полной потери массы для звёзд, достигающих вершины ветви красных гигантов, составляют 0,2-0,25 масс Солнца. Большая часть этой потери происходит за последний миллион лет до гелиевой вспышки.^[26][27]

Потерю массы более массивными звёздами, покидающими ветвь красных гигантов до гелиевой вспышки, сложнее измерить. Текущую массу цефеид, таких как δ Цефея можно измерить точнее, поскольку они являются пульсирующими звёздами. Как считается при сопоставлении с моделями эволюции, такие звёзды теряют около 20% массы, большую часть которой теряют в течение нахождения на голубой петле и в особенности в течение пульсаций на полосе нестабильности.^[28][29]