Ветвь красных гигантов (RGB), которую иногда называют первой ветвью гигантов, представляет собой часть ветви гигантов до того, как в ходе звездной эволюции произойдет воспламенение гелия . Это стадия, следующая за главной последовательностью звезд малой и средней массы. Звезды ветви красных гигантов имеют инертное гелиевое ядро, окруженное оболочкой из водорода , сливающегося в рамках цикла CNO . Это звезды классов K и M, намного крупнее и ярче, чем звезды главной последовательности той же температуры.
Красные гиганты были идентифицированы в начале 20-го века, когда использование диаграммы Герцшпрунга-Рассела прояснило, что существует два различных типа холодных звезд очень разных размеров: карлики, теперь формально известные как главная последовательность ; и гиганты . [1] [2]
Термин «ветвь красных гигантов» вошел в употребление в 1940-х и 1950-х годах, хотя первоначально это был общий термин для обозначения области красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга-Рассела. Хотя к 1940 году была понятна основа существования термоядерной главной последовательности, за которой следовала фаза термодинамического сжатия до белого карлика , внутренние детали различных типов звезд-гигантов не были известны. [3]
В 1968 году название асимптотическая ветвь гигантов (AGB) использовалось для ветви звезд, несколько более ярких, чем основная масса красных гигантов, и более нестабильных, часто переменных звезд с большой амплитудой , таких как Мира . [4] Наблюдения за раздвоенной гигантской ветвью были сделаны несколькими годами ранее, но было неясно, как связаны между собой различные последовательности. [5] К 1970 году стало ясно, что область красных гигантов состоит из субгигантов , самого RGB, горизонтальной ветви и AGB, и эволюционное состояние звезд в этих регионах было широко понято. [6] Ветвь красных гигантов была описана как первая ветвь гигантов в 1967 году, чтобы отличить ее от второй или асимптотической ветви гигантов, [7] и эта терминология до сих пор часто используется. [8]
Современная звездная физика смоделировала внутренние процессы, которые производят различные фазы жизни звезд умеренной массы после главной последовательности [9] , со все возрастающей сложностью и точностью. [10] Результаты исследований RGB сами по себе используются в качестве основы для исследований в других областях. [11]
Когда звезда с массой примерно от 0,4 M ☉ ( масса Солнца ) до 12 M ☉ (8 M ☉ для звезд с низкой металличностью) исчерпывает водород своего ядра, она вступает в фазу горения водородной оболочки, во время которой она становится красным гигантом, больше и круче, чем в главной последовательности. Во время горения водородной оболочки внутренняя часть звезды проходит несколько различных стадий, которые отражаются на внешнем виде. Стадии эволюции различаются в зависимости прежде всего от массы звезды, а также от ее металличности .
После того как звезда главной последовательности исчерпала водород своего ядра, она начинает синтезировать водород в толстой оболочке вокруг ядра, состоящего в основном из гелия. Масса гелиевого ядра ниже предела Шенберга-Чандрасекара и находится в тепловом равновесии , а звезда является субгигантом . Любая дополнительная энергия, вырабатываемая в результате синтеза оболочки, расходуется на раздувание оболочки, и звезда охлаждается, но не увеличивает светимость. [12]
Оболочечный синтез водорода продолжается в звездах с массой примерно солнечной до тех пор, пока гелиевое ядро не увеличится в массе настолько, что оно выродится . Затем ядро сжимается, нагревается и возникает сильный температурный градиент. Водородная оболочка, сливающаяся посредством чувствительного к температуре цикла CNO , значительно увеличивает скорость производства энергии, и считается, что звезды находятся у подножия ветви красных гигантов. Для звезды такой же массы, как Солнце, это занимает примерно 2 миллиарда лет с момента исчерпания водорода в ядре. [13]
Субгиганты с размером более 2 M ☉ относительно быстро достигают предела Шенберга – Чандрасекара, прежде чем ядро вырождается. Ядро по-прежнему термодинамически поддерживает собственный вес с помощью энергии водородной оболочки, но уже не находится в тепловом равновесии. Он сжимается и нагревается, в результате чего водородная оболочка становится тоньше, а оболочка звезды раздувается. Эта комбинация уменьшает светимость по мере того, как звезда остывает к основанию RGB. Прежде чем ядро выродится, внешняя водородная оболочка станет непрозрачной, что приведет к прекращению охлаждения звезды, увеличению скорости термоядерного синтеза в оболочке и переходу звезды в RGB. У этих звезд субгигантская фаза наступает в течение нескольких миллионов лет, вызывая очевидный разрыв в диаграмме Герцшпрунга-Рассела между звездами главной последовательности B-типа и RGB, наблюдаемым в молодых рассеянных скоплениях , таких как Презепе . Это щель Герцшпрунга , и на самом деле она малонаселена звездами-субгигантами, быстро эволюционирующими в сторону красных гигантов, в отличие от короткой густонаселенной ветви субгигантов малой массы, наблюдаемой в более старых скоплениях, таких как ω Центавра . [14] [15]
Все звезды у подножия ветви красных гигантов имеют одинаковую температуру вокруг.5000 К , что соответствует спектральному классу от раннего до среднего К. Их светимость варьируется от нескольких раз светимости Солнца для наименее массивных красных гигантов до нескольких тысяч раз светимости звезд около 8 M ☉ . [16]
Поскольку их водородные оболочки продолжают производить больше гелия, ядра RGB-звезд увеличиваются в массе и температуре. Это приводит к более быстрому плавлению водородной оболочки. Звезды становятся ярче, крупнее и несколько холоднее. Они описываются как восходящие по RGB. [17]
При восхождении RGB происходит ряд внутренних событий, которые создают наблюдаемые внешние особенности. Внешняя конвективная оболочка становится все глубже и глубже по мере роста звезды и увеличения производства энергии в оболочке. В конце концов он достигает достаточной глубины, чтобы вывести продукты термоядерного синтеза на поверхность из бывшего конвективного ядра, известного как первое вытягивание . Это изменяет поверхностное содержание гелия, углерода, азота и кислорода. [18] Можно обнаружить заметное скопление звезд в одной точке RGB, которое известно как «выпуклость RGB». Это вызвано скачком содержания водорода, оставшимся после глубокой конвекции. Производство энергии оболочки временно уменьшается в этом месте, эффективно останавливая восхождение RGB и вызывая избыток звезд в этой точке. [19]
Для звезд с вырожденным гелиевым ядром существует предел этого роста размера и светимости, известный как верхушка ветви красных гигантов , где ядро достигает температуры, достаточной для начала термоядерного синтеза. Все звезды, достигшие этой точки, имеют одинаковую массу гелиевого ядра почти 0,5 M ☉ и очень схожую звездную светимость и температуру. Эти светящиеся звезды использовались в качестве стандартных индикаторов расстояния свечей. Визуально кончик ветви красных гигантов имеет абсолютную звездную величину около -3 и температуру около 3000 К при солнечной металличности и ближе к 4000 К при очень низкой металличности. [16] [20] Модели предсказывают светимость на кончике 2000–2500 L ☉ , в зависимости от металличности. [21] В современных исследованиях чаще используются инфракрасные величины. [22]
Выродившееся ядро начинает взрывной синтез в результате события, известного как гелиевая вспышка , но внешне непосредственных признаков этого мало. Энергия расходуется на снятие вырождения в ядре. Звезда в целом становится менее яркой и горячей и мигрирует в горизонтальную ветвь. Все вырожденные гелиевые ядра имеют примерно одинаковую массу независимо от общей массы звезды, поэтому светимость гелиевого синтеза на горизонтальной ветви одинакова. Слияние водородных оболочек может привести к изменению общей светимости звезды, но для большинства звезд с металличностью, близкой к солнечной, температура и светимость на холодном конце горизонтальной ветви очень похожи. Эти звезды образуют красный сгусток при температуре около 5000 К и 50 L ☉ . Менее массивные водородные оболочки заставляют звезды занимать более горячее и менее яркое положение на горизонтальной ветви, и этот эффект легче проявляется при низкой металличности, так что старые бедные металлами скопления демонстрируют наиболее выраженные горизонтальные ветви. [13] [23]
Звезды изначально массивнее 2 M ☉ имеют невырожденные гелиевые ядра на ветви красных гигантов. Эти звезды становятся достаточно горячими, чтобы начать тройной альфа-синтез, прежде чем они достигнут кончика ветви красных гигантов и до того, как ядро выродится. Затем они покидают ветвь красных гигантов и выполняют синий цикл, прежде чем вернуться и присоединиться к асимптотической ветви гигантов. Звезды лишь немногим массивнее 2 M ☉ совершают едва заметную синюю петлю на высоте нескольких сотен L ☉ перед тем, как продолжить движение по AGB, едва отличимому от положения их ветви красных гигантов. Более массивные звезды образуют протяженные синие петли, температура которых может достигать 10 000 К и более при светимости в тысячи л ☉ . Эти звезды будут пересекать полосу нестабильности более одного раза и пульсировать как переменные цефеид типа I (классические) . [24]
В таблице ниже показаны типичные времена жизни на главной последовательности (MS), ветви субгигантов (SB) и ветви красных гигантов (RGB) для звезд с разными начальными массами, все с солнечной металличностью (Z = 0,02). Также показаны масса гелиевого ядра, эффективная температура поверхности, радиус и светимость в начале и конце RGB для каждой звезды. Конец ветви красных гигантов определяется как момент, когда происходит воспламенение гелия в ядре. [8]
Звезды промежуточной массы теряют лишь небольшую часть своей массы как звезды главной последовательности и субгиганты, но теряют значительную часть массы как красные гиганты. [25]
Масса, потерянная звездой, похожей на Солнце, влияет на температуру и светимость звезды, когда она достигает горизонтальной ветви, поэтому свойства звезд красного сгустка можно использовать для определения разницы масс до и после гелиевой вспышки. Потеря массы красных гигантов также определяет массу и свойства образующихся впоследствии белых карликов . Оценки полной потери массы звезд, достигших кончика ветви красных гигантов, составляют около 0,2–0,25 M ☉ . Большая часть этого утрачена за последний миллион лет до гелиевой вспышки. [26] [27]
Массу, которую теряют более массивные звезды, покинувшие ветвь красных гигантов до гелиевой вспышки, труднее измерить напрямую. Текущую массу переменных цефеид, таких как δ Цефеи, можно точно измерить, поскольку существуют либо двойные, либо пульсирующие звезды. По сравнению с эволюционными моделями такие звезды, по-видимому, потеряли около 20% своей массы, причем большая часть этой массы приходится на период голубой петли и особенно во время пульсаций в полосе нестабильности. [28] [29]
Некоторые красные гиганты являются переменными большой амплитуды. Многие из самых ранних известных переменных звезд — это переменные Миры с регулярными периодами и амплитудами нескольких величин, полуправильные переменные с менее очевидными периодами или несколькими периодами и немного более низкими амплитудами, а также медленные нерегулярные переменные без очевидного периода. Долгое время они считались звездами асимптотической ветви гигантов (AGB) или сверхгигантами, а сами звезды ветви красных гигантов (RGB) обычно не считались переменными. Несколькими очевидными исключениями считались звезды AGB малой светимости. [30]
Исследования конца 20-го века начали показывать, что все гиганты класса M были переменными с амплитудой 10 миллизвездных величин и более, и что гиганты позднего класса K также, вероятно, были переменными с меньшими амплитудами. Такие переменные звезды были среди наиболее ярких красных гигантов, близких к вершине RGB, но было трудно утверждать, что все они на самом деле были звездами AGB. Звезды показали взаимосвязь между периодами и амплитудами, при этом переменные с большей амплитудой пульсировали медленнее. [31]
Исследования микролинзирования в 21 веке обеспечили чрезвычайно точную фотометрию тысяч звезд за многие годы. Это позволило открыть множество новых переменных звезд, часто с очень маленькой амплитудой. Были обнаружены множественные зависимости период-светимость , сгруппированные в области с гребнями близко расположенных параллельных отношений. Некоторые из них соответствуют известным Мирасам и полурегулярным звездам, но был определен дополнительный класс переменных звезд: Красные гиганты малой амплитуды OGLE , или OSARG . ОСАРГ имеют амплитуды в несколько тысячных величины и полурегулярные периоды от 10 до 100 дней. В обзоре OGLE опубликовано до трех периодов для каждой ОСАРГ, что указывает на сложную комбинацию пульсаций. В Магеллановых Облаках были быстро обнаружены многие тысячи OSARG , как звезд AGB, так и RGB. [32] С тех пор был опубликован каталог 192 643 ОСАРГ в направлении центрального выступа Млечного Пути. Хотя около четверти OSARG Магелланова Облака демонстрируют длинные вторичные периоды, очень немногие из галактических OSARG имеют такие периоды. [33]
RGB OSARG следуют трем близко расположенным соотношениям период-светимость, соответствующим первому, второму и третьему обертонам моделей радиальных пульсаций для звезд определенных масс и светимостей, но также присутствуют дипольные и квадрупольные нерадиальные пульсации, приводящие к полу- закономерный характер вариаций. [34] Основная мода не проявляется, и основная причина возбуждения неизвестна. В качестве причины была предложена стохастическая конвекция, аналогичная солнечным колебаниям . [32]
У звезд RGB были обнаружены два дополнительных типа вариаций: длинные вторичные периоды, которые связаны с другими вариациями, но могут иметь большие амплитуды с периодами в сотни или тысячи дней; и эллипсоидальные вариации. Причина длительных вторичных периодов неизвестна, но предполагается, что они происходят из-за взаимодействия с маломассивными спутниками на близких орбитах. [35] Также считается, что эллипсоидальные вариации возникают в двойных системах, в данном случае в контактных двойных, где искаженные звезды вызывают строго периодические изменения во время своего обращения. [36]