Красный гигант — это яркая гигантская звезда малой или средней массы (примерно 0,3–8 солнечных масс ( M ☉ )) на поздней стадии звездной эволюции . Внешняя атмосфера раздута и разрежена, что делает радиус большим, а температуру поверхности около 5000 К (4700 °C; 8500 °F) или ниже. Внешний вид красного гиганта — от желтовато-белого до красновато-оранжевого, включая спектральные типы K и M, иногда G, а также звезды класса S и большинство углеродных звезд .
Красные гиганты различаются по способу генерации энергии:
Многие из известных ярких звезд являются красными гигантами, поскольку они яркие и умеренно распространены. Звезда K0 RGB Арктур находится в 36 световых годах от нас, а Гакрукс — ближайший гигант класса М на расстоянии 88 световых лет.
Красный гигант обычно образует планетарную туманность и в конце своей жизни становится белым карликом .
.jpg/1280px-Structure_of_Stars_(artist%E2%80%99s_impression).jpg)
Красный гигант — это звезда, которая исчерпала запас водорода в своем ядре и начала термоядерный синтез водорода в оболочке, окружающей ядро. Их радиусы в десятки-сотни раз больше, чем у Солнца . Однако их внешняя оболочка имеет более низкую температуру, что придает им желтовато-оранжевый оттенок. Несмотря на более низкую плотность энергии оболочки, красные гиганты во много раз ярче Солнца из-за своих больших размеров. Звезды ветви красных гигантов имеют светимость почти в три тысячи раз больше, чем у Солнца ( L ☉ ), спектральные типы K или M, имеют температуру поверхности 3000–4000 К и радиусы примерно в 200 раз больше, чем у Солнца ( R ☉ ). Звезды на горизонтальной ветви горячее, с небольшим диапазоном светимости около 75 L ☉ . Звезды асимптотической ветви гигантов варьируются от схожих по светимости с более яркими звездами ветви красных гигантов до в несколько раз более ярких в конце фазы тепловой пульсации.
Среди звезд асимптотической ветви гигантов находятся углеродные звезды типа CN и поздних CR, образующиеся при конвекции углерода и других элементов на поверхность в процессе, который называется выносом . [ 1] Первый вынос происходит во время горения водородной оболочки на ветви красных гигантов, но не приводит к большому содержанию углерода на поверхности. Второй, а иногда и третий, вынос происходит во время горения гелиевой оболочки на ветви асимптотических гигантов и выносит углерод на поверхность в достаточно массивных звездах.
Звездный лимб красного гиганта не резко определен, в отличие от их изображения на многих иллюстрациях. Скорее, из-за очень низкой плотности массы оболочки, такие звезды не имеют четко выраженной фотосферы , и тело звезды постепенно переходит в « корону ». [2] Самые холодные красные гиганты имеют сложные спектры с молекулярными линиями, эмиссионными особенностями и иногда мазерами, особенно от тепловых пульсирующих звезд AGB. [3] Наблюдения также предоставили доказательства наличия горячей хромосферы над фотосферой красных гигантов, [4] [5] [6] где исследование механизмов нагрева для формирования хромосфер требует трехмерного моделирования красных гигантов. [7]
Еще одной примечательной особенностью красных гигантов является то, что, в отличие от звезд, подобных Солнцу, фотосферы которых имеют большое количество мелких конвекционных ячеек ( солнечных гранул ), фотосферы красных гигантов, а также фотосферы красных сверхгигантов , имеют всего несколько крупных ячеек, особенности которых вызывают изменения яркости, столь распространенные у обоих типов звезд. [8]
.jpg/1280px-The_life_cycle_of_a_Sun-like_star_(annotated).jpg)
Красные гиганты эволюционировали из звезд главной последовательности с массами в диапазоне от примерно 0,3 M ☉ до примерно 8 M ☉ . [9] Когда звезда изначально формируется из коллапсирующего молекулярного облака в межзвездной среде , она содержит в основном водород и гелий с небольшими количествами « металлов » (в звездной структуре это просто относится к любому элементу, который не является водородом или гелием, т.е. атомный номер больше 2). Все эти элементы равномерно смешаны по всей звезде. Звезда достигает главной последовательности, когда ядро достигает температуры, достаточно высокой, чтобы начать синтез водорода (несколько миллионов кельвинов), и устанавливает гидростатическое равновесие . В течение своей жизни на главной последовательности звезда медленно преобразует водород в ядре в гелий; ее жизнь на главной последовательности заканчивается, когда почти весь водород в ядре будет синтезирован. Для Солнца время жизни на главной последовательности составляет приблизительно 10 миллиардов лет. Более массивные звезды сгорают непропорционально быстрее и поэтому имеют более короткую продолжительность жизни, чем менее массивные звезды. [10]
Когда звезда исчерпывает водородное топливо в своем ядре, ядерные реакции больше не могут продолжаться в ядре, и поэтому ядро начинает сжиматься из-за уменьшающейся силы синтеза, которая раньше противодействовала гравитации, и приводит к нагреванию ядра. Повышенная температура ядра заставляет водород в оболочке вокруг ядра сжигаться, а звезда расширяться. [11] Оболочка, сжигающая водород, приводит к ситуации, которая была описана как принцип зеркала : когда ядро внутри оболочки сжимается, слои звезды за пределами оболочки должны расширяться. Подробные физические процессы, которые вызывают это, сложны. Тем не менее, поведение необходимо для одновременного соблюдения закона сохранения гравитационной и тепловой энергии в звезде со структурой оболочки. Ядро сжимается и нагревается из-за отсутствия синтеза, и поэтому внешние слои звезды сильно расширяются, поглощая большую часть дополнительной энергии от синтеза оболочки. Этот процесс охлаждения и расширения является субгигантской звездой. Когда оболочка звезды достаточно остывает, она становится конвективной, звезда перестает расширяться, ее светимость начинает увеличиваться, и звезда поднимается по ветви красных гигантов диаграммы Герцшпрунга -Рассела (Г-Р) . [10] [12]
Эволюционный путь звезды, движущейся по ветви красных гигантов, зависит от массы звезды. Для Солнца и звезд с массой менее 2 M ☉ [13] ядро станет достаточно плотным, чтобы давление вырождения электронов не позволило ему сжаться дальше. Как только ядро выродится , оно продолжит нагреваться, пока не достигнет температуры примерно 10 8 К, достаточно горячей, чтобы начать синтез гелия в углерод посредством тройного альфа-процесса . Как только вырожденное ядро достигнет этой температуры, во всем ядре почти одновременно начнется синтез гелия в так называемой гелиевой вспышке . В более массивных звездах коллапсирующее ядро достигнет 10 8 К, прежде чем станет достаточно плотным, чтобы выродиться, поэтому синтез гелия начнется гораздо более плавно и не произведет гелиевой вспышки. [10] Фаза ядерного горения гелия в жизни звезды называется горизонтальной ветвью в бедных металлами звездах, названных так потому, что эти звезды лежат на почти горизонтальной линии на диаграмме H–R многих звездных скоплений. Богатые металлами звезды с горением гелия вместо этого лежат на так называемом красном сгустке на диаграмме H–R. [14]
Аналогичный процесс происходит, когда центральный гелий истощается, и звезда снова коллапсирует, заставляя гелий в оболочке начать синтез. В то же время водород может начать синтез в оболочке сразу за горящей гелиевой оболочкой. Это переводит звезду на асимптотическую ветвь гигантов , вторую фазу красного гиганта. [15] Синтез гелия приводит к образованию углеродно-кислородного ядра. Звезда ниже примерно 8 M ☉ никогда не начнет синтез в своем вырожденном углеродно-кислородном ядре. [13] Вместо этого в конце фазы асимптотической ветви гигантов звезда выбросит свои внешние слои, образовав планетарную туманность с обнаженным ядром звезды, в конечном итоге становясь белым карликом . Выброс внешней массы и создание планетарной туманности в конечном итоге завершают фазу красного гиганта в эволюции звезды. [10] Фаза красного гиганта обычно длится всего около миллиарда лет для звезды солнечной массы, почти все из которых тратится на ветвь красного гиганта. Фазы горизонтальной ветви и асимптотической ветви гиганта протекают в десятки раз быстрее.
Если звезда имеет массу от 0,2 до 0,5 M ☉ , [13] она достаточно массивна, чтобы стать красным гигантом, но не имеет достаточной массы, чтобы инициировать синтез гелия. [9] Эти «промежуточные» звезды несколько остывают и увеличивают свою светимость, но никогда не достигают вершины ветви красных гигантов и вспышки гелиевого ядра. Когда подъем ветви красных гигантов заканчивается, они сбрасывают свои внешние слои, как звезда постасимптотической ветви гигантов, а затем становятся белым карликом.
Звезды с очень малой массой полностью конвективны [16] [17] и могут продолжать синтезировать водород в гелий до триллиона лет [18] , пока водородом не станет лишь малая часть всей звезды. Светимость и температура в это время неуклонно растут, как и у более массивных звезд главной последовательности, но продолжительность этого процесса означает, что температура в конечном итоге увеличивается примерно на 50%, а светимость примерно в 10 раз. В конечном итоге уровень гелия увеличивается до точки, в которой звезда перестает быть полностью конвективной, а оставшийся водород, запертый в ядре, расходуется всего за несколько миллиардов лет. В зависимости от массы температура и светимость продолжают расти в течение некоторого времени во время горения водородной оболочки, звезда может стать горячее Солнца и в десятки раз ярче, чем при ее формировании, хотя все еще не такой яркой, как Солнце. Еще через несколько миллиардов лет они начинают становиться менее яркими и холоднее, хотя горение водородной оболочки продолжается. Они становятся холодными гелиевыми белыми карликами. [9]
Звезды с очень большой массой развиваются в сверхгигантов , которые следуют эволюционному пути , который ведёт их вперед и назад горизонтально по диаграмме H–R, на правом конце образуя красных сверхгигантов . Они обычно заканчивают свою жизнь как сверхновые типа II . Самые массивные звезды могут стать звездами Вольфа–Райе, не становясь гигантами или сверхгигантами вообще. [19] [20]
Хотя традиционно предполагалось, что эволюция звезды в красного гиганта сделает ее планетную систему , если она есть, непригодной для жизни, некоторые исследования показывают, что во время эволюции звезды с массой 1 M ☉ вдоль ветви красных гигантов она может содержать обитаемую зону в течение нескольких миллиардов лет на расстоянии 2 астрономических единиц (а. е.) до примерно 100 миллионов лет на расстоянии 9 а. е., что, возможно, даст достаточно времени для развития жизни в подходящем мире. После стадии красного гиганта для такой звезды будет обитаемая зона между 7 и 22 а. е. в течение еще одного миллиарда лет. [21] Более поздние исследования уточнили этот сценарий, показав, как для звезды с массой 1 M ☉ обитаемая зона длится от 100 миллионов лет для планеты с орбитой, похожей на орбиту Марса, до 210 миллионов лет для той, которая вращается на расстоянии Сатурна от Солнца, максимальное время (370 миллионов лет), соответствующее планетам, вращающимся на расстоянии Юпитера . Однако планеты, вращающиеся вокруг звезды с массой 0,5 M☉ по орбитам, эквивалентным орбитам Юпитера и Сатурна, будут находиться в обитаемой зоне в течение 5,8 млрд лет и 2,1 млрд лет соответственно; для звезд, более массивных, чем Солнце, это время значительно короче. [22]
По состоянию на 2023 год вокруг гигантских звезд было обнаружено несколько сотен гигантских планет. [23] Однако эти гигантские планеты массивнее гигантских планет, обнаруженных вокруг звезд солнечного типа. Это может быть связано с тем, что гигантские звезды массивнее Солнца (менее массивные звезды все еще будут находиться на главной последовательности и еще не станут гигантами), а более массивные звезды, как ожидается, будут иметь более массивные планеты. Однако массы планет, обнаруженных вокруг гигантских звезд, не коррелируют с массами звезд; следовательно, планеты могут расти в массе во время фазы красного гиганта звезд. Рост массы планеты может быть частично обусловлен аккрецией из звездного ветра, хотя гораздо более существенным эффектом будет переполнение полости Роша , вызывающее перенос массы от звезды к планете, когда гигант расширяется до орбитального расстояния планеты. [24]
Многие из известных ярких звезд являются красными гигантами, потому что они яркие и умеренно распространены. Переменная звезда ветви красных гигантов Гамма Южного Креста является ближайшей гигантской звездой класса М на расстоянии 88 световых лет. [25] Звезда ветви красных гигантов K1.5 Арктур находится на расстоянии 36 световых лет. [26]
Солнце выйдет из главной последовательности примерно через 5 миллиардов лет и начнет превращаться в красного гиганта. [29] [30] Будучи красным гигантом, Солнце станет настолько большим (более чем в 200 раз больше своего современного радиуса) (~215 R☉ ) (~1 AU ), что поглотит Меркурий , Венеру и, вероятно, Землю. Оно потеряет 38% своей массы, растёт, а затем умрёт, превратившись в белого карлика . [31]
Медиа, связанные с красными гигантами на Wikimedia Commons
