Кра́сный гига́нт — звезда поздних[1] спектральных классов с высокой светимостью и протяжёнными оболочками. Примерами красных гигантов являются Арктур, Альдебаран, Гакрукс и Мира.
Наиболее распространенными красными гигантами являются звезды, находящиеся на диаграмме Герцшпрунга — Рассела вблизи конца так называемой ветви красных гигантов (в английской терминологии: RGB, red giant branch), но продолжающие процесс слияния водорода в гелий в оболочке, окружающей вырожденное гелиевое ядро. Другие красные гиганты: звёзды красного сгущения (на рисунке отмечено как RC, от англ. red clump) в холодной половине горизонтальной ветви, в ядрах которых происходит слияние гелия-4 в углерод-12 посредством тройной альфа-реакции; и звёзды асимптотической ветви гигантов (на рисунке отмечена как AGB, от англ. asymptotic giant branch), в которых термоядерное горение гелия происходит во внешней оболочке вырожденного углерод-кислородного ядра (иногда и с горением водорода в более внешней оболочке ядра)[2].
К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M класса светимости III, то есть с абсолютной звёздной величиной . Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (Tph ≈ 3000—5000 K) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако полная светимость таких звёзд может достигать 105—106 L☉, так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 104—106 раз больше солнечной. Так как температура фотосферы красного гиганта близка к температуре спирали лампы накаливания (≈3000 К), красные гиганты, вопреки своему названию, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка.
Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.
Звёзды в процессе своей эволюции могут достигать поздних спектральных классов и высоких светимостей на двух этапах своего развития: на стадии звездообразования и поздних стадиях эволюции.
Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы — этот этап длится от ~ 103 лет для массивных звёзд с массами М ≈ 10 M☉ и до ~ 108 лет для маломассивных звёзд с М ≈ 0,5 M☉. В это время звезда излучает за счёт гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии. По мере сжатия температура поверхности таких звёзд растёт, но вследствие уменьшения размеров и площади излучающей поверхности падает светимость. В конечном итоге в их ядрах начинается реакция термоядерного синтеза гелия из водорода (протон-протонный цикл, а для массивных звёзд также CNO-цикл), и молодая звезда выходит на главную последовательность.
На поздних стадиях эволюции звёзд после выгорания водорода в их недрах и образования «пассивного» (не участвующего в термоядерных реакциях) гелиевого ядра звёзды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела: этот этап длится ~ 10 % от времени «активной» жизни звёзд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звёздных недрах идут реакции нуклеосинтеза. Звёзды главной последовательности с массами М < 10 M☉ превращаются сначала в красные гиганты, а затем — в красные сверхгиганты; звёзды с М > 10 M☉ — непосредственно в красные сверхгиганты. Перед тем как перейти в стадию красного гиганта, звезда проходит промежуточную стадию — стадию субгиганта. Субгигант — это звезда, в ядре которой уже прекратились термоядерные реакции с участием водорода, но горение гелия ещё не началось, так как гелиевое ядро недостаточно разогрето.
В современной астрофизике термин красные гиганты относится, как правило, к таким проэволюционировавшим звёздам, сошедшим с главной последовательности; молодые звёзды, не вышедшие на главную последовательность, обобщённо называют протозвёздами или по конкретному типу, например, звёзды типа T Тельца.
И «молодые», и «старые» красные гиганты имеют схожие наблюдаемые характеристики, объясняющиеся сходством их внутреннего строения — все они имеют горячее плотное ядро и очень разреженную и протяжённую оболочку (англ. envelope). Наличие протяжённой и относительно холодной оболочки приводит к интенсивному звёздному ветру: потери массы при таком истечении вещества достигают 10−6—10−5 M☉ в год. Интенсивному звёздному ветру способствует несколько факторов:
Конвективные механизмы могут приводить к выносу в атмосферу звезды продуктов нуклеосинтеза из внутренних ядерных источников, что является причиной наблюдаемых аномалий химического состава красных гигантов, в частности, повышенного содержания углерода.
Средняя плотность красных гигантов может быть в миллион раз меньше плотности воды (для сравнения, средняя плотность Солнца примерно равна плотности воды, 1 г/см3). При этом отношение средней плотности к плотности ядра может составлять 1:108 (у Солнца примерно 1:50). Около 10 % массы красного гиганта приходится на его очень малое по размерам ядро, в котором (или в наружном слое которого) происходят термоядерные реакции; остальная часть массы звезды приходится на очень протяжённую оболочку, которая переносит выделившуюся в ядре энергию к поверхности.
На поверхности красных гигантов ускорение свободного падения очень невелико. Так, если звезда с массой, равной массе Солнца, превращается в красный гигант и увеличивает свой радиус до размеров орбиты Земли (1 а. е.), то ускорение свободного падения на её поверхности будет равно центростремительному орбитальному ускорению Земли, то есть 0,6 см/с2, или 0,0006 g; для сравнения, ускорение свободного падения на поверхности Солнца равно 27,8 g. Низкая поверхностная гравитация и высокая светимость звезды способствуют потере вещества из её оболочки.
В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия в pp-цикле и (для массивных звёзд) в CNO-цикле. Такое выгорание приводит к накоплению в центральных частях звезды гелия, который при сравнительно низких температурах и давлениях ещё не может вступать в термоядерные реакции. Прекращение энерговыделения в ядре звезды ведёт к сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности ядра. Рост температуры и плотности в звёздном ядре приводит к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.
При температурах порядка 108 К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера между ядрами: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием крайне нестабильного изотопа бериллия 8Be:
Бо́льшая часть 8Be, имеющего период полураспада всего 6,7×10−17 секунды, снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении 8Be с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода 12C:
Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию Be8 (например, при температуре ~108 К отношение концентраций 8Be/4He ~ 10−10), скорость тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока: так, для диапазона температур T ≈ 1—2⋅108 К энерговыделение
где Y — парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае, когда водород почти «выгорел», она близка к единице).
Начало тройной гелиевой реакции в вырожденных ядрах маломассивных (масса до ~2,25 M☉) красных гигантов имеет взрывоподобный характер, что приводит к резкому, но очень кратковременному (~104—105 лет) росту их светимости — гелиевой вспышке.
Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем CNO-цикл: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются всё более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.
Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции (и реакций синтеза более тяжёлых ядер) с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро.
Масса | Ядерные реакции | Процессы в ходе эволюции | Остаток |
---|---|---|---|
0,1—0,5 | Водородный слоевой источник | Образуется вырожденное гелиевое ядро, оболочка рассеивается | He-белый карлик с массой до 0,5 солнечных |
0,5—8 | Двойной слоевой источник | Образуется вырожденное СО-ядро с массой до 1,2 M☉, на стадии асимптотической ветви гигантов происходит сброс оболочки с образованием планетарной туманности, наблюдающейся ~104 лет | СО-белый карлик массой 0,5—1,2 солнечных, планетарная туманность |
8—12 | Двойной слоевой источник, затем «загорание» углерода в недрах |
|
|
12—30 | Вырождение в ядре не наступает и нуклеосинтез идёт вплоть до образования элементов железного пика (Fe, Co, Ni) | Ядро с массой 1,5—2 солнечных коллапсирует в нейтронную звезду, коллапс наблюдается как вспышка сверхновой типа II (при наличии протяжённой водородной оболочки) или Ib/с (коллапс ядра звезды Вольфа — Райе), сброшенная оболочка в течение ~104 лет наблюдается как остаток сверхновой | Нейтронная звезда |
> 30 | Процессы неясны | Процессы неясны | Чёрная дыра с массой от 3 солнечных? |
В настоящее время Солнце является звездой среднего возраста, и возраст Солнца оценивается приблизительно в 4,57 миллиарда лет. Солнце будет оставаться на главной последовательности ещё приблизительно 5 миллиардов лет, постепенно увеличивая свою яркость на 10 % каждый миллиард лет, после чего водород в ядре будет исчерпан.
После этого температура и плотность в солнечном ядре повысятся настолько, что начнётся горение гелия, и гелий начнёт превращаться в углерод. Размеры Солнца вырастут как минимум в 200 раз, то есть почти до современной земной орбиты (0,93 а.е.)[3][4][5] Меркурий и Венера, несмотря на сильную потерю массы Солнца к моменту перехода на стадию красного гиганта, будут им поглощены и полностью испарятся. Орбита Земли будет находится (по наиболее вероятному сценарию) чуть дальше внешних оболочек Солнца и непосредственно расширением не будет задета, но из-за приливного воздействия постепенно (за несколько десятков - сотню миллионов лет) будет приближаться к звезде и в итоге всё равно будет поглощена им. Но даже если и не разделит их судьбу (из-за постепенной потери массы Солнцем в результате излучения и Солнечного ветра перейдёт на более высокую орбиту), то будет разогрета настолько, что шансов на сохранение жизни не будет никаких[6][7]. Океаны же испарятся задолго до перехода Солнца на стадию красного гиганта, приблизительно через 1,1 миллиарда лет[8], как из-за постепенного увеличения яркости Солнца, так и по причине диссипация атмосферы.
На стадии красного гиганта Солнце будет находиться приблизительно 100 миллионов лет, после чего превратится в планетарную туманность с белым карликом в центре; планетарная туманность рассеется в межзвёздной среде в течение нескольких тысячелетий, а белый карлик будет остывать в течение от многих миллиардов до 100 квинтиллионов лет.
Данная страница на сайте WikiSort.ru содержит текст со страницы сайта "Википедия".
Если Вы хотите её отредактировать, то можете сделать это на странице редактирования в Википедии.
Если сделанные Вами правки не будут кем-нибудь удалены, то через несколько дней они появятся на сайте WikiSort.ru .