Гигантская звезда имеет существенно больший радиус и светимость, чем звезда главной последовательности (или карликовая ) с той же температурой поверхности . [1] Они лежат выше главной последовательности (класс светимости V в спектральной классификации Йеркса ) на диаграмме Герцшпрунга-Рассела и соответствуют классам светимости II и III . [2] Термины гигант и карлик были придуманы для звезд с совершенно разной светимостью, несмотря на схожую температуру или спектральный тип (а именно K и M), Эйнаром Герцшпрунгом в 1905 [3] или 1906 году. [4]
Гигантские звезды имеют радиусы до нескольких сотен солнечных и светимости от 10 до нескольких тысяч солнечных . Звезды, которые еще ярче гигантов, называются сверхгигантами и гипергигантами .
Горячую, яркую звезду главной последовательности также можно назвать гигантом, но любую звезду главной последовательности правильно называть карликом, независимо от того, насколько она большая и яркая. [5]
.jpg/1280px-Structure_of_Stars_(artist%E2%80%99s_impression).jpg)
Звезда становится гигантом после того, как весь водород, доступный для синтеза в ее ядре, истощается, и в результате покидает главную последовательность . [2] Поведение звезды после главной последовательности во многом зависит от ее массы.
Для звезды с массой более 0,25 солнечных масс ( M ☉ ), как только ядро истощается водородом, оно сжимается и нагревается, так что водород начинает плавиться в оболочке вокруг ядра. Часть звезды за пределами оболочки расширяется и охлаждается, но с небольшим увеличением светимости, и звезда становится субгигантом . Инертное гелиевое ядро продолжает расти и повышать температуру по мере того, как оно аккрецирует гелий из оболочки, но в звездах до примерно 10-12 M ☉ оно не становится достаточно горячим, чтобы начать горение гелия (звезды с большей массой являются сверхгигантами и развиваются по-другому). Вместо этого всего через несколько миллионов лет ядро достигает предела Шёнберга-Чандрасекара , быстро коллапсирует и может выродиться. Это заставляет внешние слои расширяться еще больше и создает сильную конвективную зону, которая выносит тяжелые элементы на поверхность в процессе, называемом первым выносом . Эта сильная конвекция также увеличивает перенос энергии на поверхность, светимость резко возрастает, и звезда переходит на ветвь красных гигантов , где она будет стабильно сжигать водород в оболочке в течение значительной части всей своей жизни (примерно 10% для звезды, подобной Солнцу). Ядро продолжает набирать массу, сжиматься и повышать температуру, в то время как во внешних слоях наблюдается некоторая потеря массы. [6] , § 5.9.
Если масса звезды на главной последовательности была ниже приблизительно 0,4 M ☉ , она никогда не достигнет центральных температур, необходимых для синтеза гелия . [7] , стр. 169. Поэтому она останется водородным красным гигантом, пока у нее не закончится водород, после чего она станет гелиевым белым карликом . [6] , § 4.1, 6.1. Согласно теории звездной эволюции, ни одна звезда такой малой массы не могла развиться до этой стадии за время существования Вселенной.
В звездах выше примерно 0,4 M ☉ температура ядра в конечном итоге достигает 10 8 К, и гелий начнет синтезироваться в углерод и кислород в ядре посредством тройного альфа-процесса . [6] , § 5.9, глава 6. Когда ядро вырождено, синтез гелия начинается взрывообразно , но большая часть энергии идет на снятие вырождения, и ядро становится конвективным. Энергия, вырабатываемая синтезом гелия, снижает давление в окружающей оболочке, сжигающей водород, что снижает скорость генерации энергии. Общая светимость звезды уменьшается, ее внешняя оболочка снова сжимается, и звезда переходит из ветви красных гигантов в горизонтальную ветвь . [6] [8] , глава 6.
Когда гелий в ядре исчерпывается, звезда с массой до 8 M ☉ имеет углеродно-кислородное ядро, которое вырождается и начинает сжигать гелий в оболочке. Как и в случае с более ранним коллапсом гелиевого ядра, это запускает конвекцию во внешних слоях, запускает второе вычерпывание и вызывает резкое увеличение размера и светимости. Это асимптотическая ветвь гигантов (AGB), аналогичная ветви красных гигантов, но более яркая, с оболочкой, сжигающей водород, которая вносит большую часть энергии. Звезды остаются на AGB только около миллиона лет, становясь все более нестабильными, пока не исчерпают свое топливо, не пройдут фазу планетарной туманности и не станут углеродно-кислородным белым карликом. [6] , § 7.1–7.4.
Звезды главной последовательности с массами более 12 M ☉ уже очень яркие, и они движутся горизонтально по диаграмме HR, когда покидают главную последовательность, на короткое время становясь голубыми гигантами, прежде чем они расширяются дальше в голубых сверхгигантов. Они начинают сжигать гелий в ядре до того, как ядро вырождается, и плавно развиваются в красных сверхгигантов без сильного увеличения светимости. На этой стадии они имеют сопоставимую светимость с яркими звездами AGB, хотя у них гораздо более высокие массы, но они будут и дальше увеличивать светимость, поскольку они сжигают более тяжелые элементы и в конечном итоге становятся сверхновой.
Звезды в диапазоне 8~12 M ☉ обладают несколько промежуточными свойствами и были названы звездами super-AGB. [9] Они в значительной степени следуют по следам более легких звезд через фазы RGB, HB и AGB, но достаточно массивны, чтобы инициировать горение углерода в ядре и даже некоторое горение неона. Они образуют кислородно-магниево-неоновые ядра, которые могут коллапсировать в сверхновую с электронным захватом, или они могут оставить после себя кислородно-неоновый белый карлик.
Звезды главной последовательности класса O уже очень яркие. Гигантская фаза для таких звезд — это короткая фаза слегка увеличенных размеров и светимости перед развитием сверхгигантского класса спектральной светимости. Гиганты типа O могут быть более чем в сто тысяч раз ярче Солнца, ярче многих сверхгигантов. Классификация сложна и трудна с небольшими различиями между классами светимости и непрерывным диапазоном промежуточных форм. Самые массивные звезды развивают гигантские или сверхгигантские спектральные особенности, все еще сжигая водород в своих ядрах из-за смешивания тяжелых элементов с поверхностью и высокой светимости, которая создает мощный звездный ветер и заставляет атмосферу звезды расширяться.
Звезда, начальная масса которой меньше примерно 0,25 M ☉, вообще не станет гигантской звездой. В течение большей части своей жизни такие звезды имеют тщательно перемешанную внутреннюю часть посредством конвекции , и поэтому они могут продолжать синтезировать водород в течение времени, превышающего10 12 лет, что намного больше, чем текущий возраст Вселенной . Они неуклонно становятся горячее и ярче в течение этого времени. В конце концов, они действительно развивают лучистое ядро, впоследствии исчерпывая водород в ядре и сжигая водород в оболочке, окружающей ядро. (Звезды с массой более 0,16 M ☉ могут расширяться в этой точке, но никогда не станут очень большими.) Вскоре после этого запас водорода звезды будет полностью исчерпан, и ожидается, что она станет гелиевым белым карликом , [10] хотя Вселенная пока слишком молода для существования любой такой звезды, поэтому ни одна звезда с такой историей никогда не наблюдалась.
Существует широкий спектр звезд класса гигантов, и для идентификации более мелких групп звезд обычно используется несколько их подразделений.
Субгиганты — это совершенно отдельный спектроскопический класс светимости (IV) от гигантов, но имеют много общих черт с ними. Хотя некоторые субгиганты — это просто сверхяркие звезды главной последовательности из-за химических изменений или возраста, другие представляют собой отдельный эволюционный путь к настоящим гигантам.
Примеры:
Яркие гиганты — это звезды класса светимости II в спектральной классификации Йеркса . Это звезды, которые находятся на границе между обычными гигантами и сверхгигантами , основываясь на внешнем виде их спектров. [11] Класс светимости ярких гигантов был впервые определен в 1943 году. [12]
К известным звездам, которые классифицируются как яркие гиганты, относятся:
В пределах любого класса гигантской светимости более холодные звезды спектрального класса K, M, S и C (а иногда и некоторые звезды G-типа [13] ) называются красными гигантами. Красные гиганты включают звезды в ряде различных эволюционных фаз их жизни: главная ветвь красных гигантов (RGB); красная горизонтальная ветвь или красный сгусток ; асимптотическая ветвь гигантов (AGB), хотя звезды AGB часто достаточно велики и достаточно светимы, чтобы их можно было классифицировать как сверхгиганты; а иногда и другие крупные холодные звезды, такие как звезды непосредственно после AGB . Звезды RGB являются, безусловно, наиболее распространенным типом гигантских звезд из-за их умеренной массы, относительно долгой стабильной жизни и светимости. Они являются наиболее очевидной группировкой звезд после главной последовательности на большинстве диаграмм HR, хотя белые карлики более многочисленны, но гораздо менее светимы.
Примеры:
Гигантские звезды с промежуточными температурами (спектральный класс G, F и, по крайней мере, некоторые A) называются желтыми гигантами. Они гораздо менее многочисленны, чем красные гиганты, отчасти потому, что они формируются только из звезд с несколько большими массами, а отчасти потому, что они проводят меньше времени в этой фазе своей жизни. Однако они включают в себя ряд важных классов переменных звезд. Желтые звезды высокой светимости, как правило, нестабильны, что приводит к полосе нестабильности на диаграмме HR, где большинство звезд являются пульсирующими переменными. Полоса нестабильности простирается от главной последовательности до гипергигантских светимостей, но при светимостях гигантов существует несколько классов пульсирующих переменных звезд:
Желтые гиганты могут быть звездами средней массы, впервые эволюционирующими в направлении ветви красных гигантов, или они могут быть более эволюционировавшими звездами на горизонтальной ветви. Эволюция в направлении ветви красных гигантов в первый раз происходит очень быстро, тогда как звезды могут проводить гораздо больше времени на горизонтальной ветви. Звезды горизонтальной ветви, с более тяжелыми элементами и меньшей массой, более нестабильны.
Примеры:
Самые горячие гиганты спектральных классов O, B, а иногда и раннего A, называются голубыми гигантами . Иногда звезды A- и позднего B-типа могут называться белыми гигантами. [ почему? ]
Голубые гиганты представляют собой очень неоднородную группу, начиная от звезд с большой массой и высокой светимостью, которые только что покинули главную последовательность, до звезд с малой массой и горизонтальной ветвью . Звезды с большей массой покидают главную последовательность, чтобы стать голубыми гигантами, затем яркими голубыми гигантами, а затем голубыми сверхгигантами, прежде чем расшириться до красных сверхгигантов, хотя при самых больших массах гигантская стадия настолько коротка и узка, что ее едва можно отличить от голубого сверхгиганта.
Звезды с меньшей массой, сжигающие гелий в ядре, эволюционируют из красных гигантов вдоль горизонтальной ветви, а затем снова возвращаются к асимптотической ветви гигантов , и в зависимости от массы и металличности они могут стать голубыми гигантами. Считается, что некоторые звезды после AGB, испытывающие поздний тепловой импульс , могут стать пекулярными [ требуется разъяснение ] голубыми гигантами.
Примеры:
