stringtranslate.com

красный гигант

Красный гигант — светящаяся гигантская звезда малой или средней массы (примерно 0,3–8 масс Солнца ( M ☉ )) на поздней фазе 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 желто-белого до красновато-оранжевого, включая спектральные классы К и М, иногда G, а также звезды класса S и большинство углеродных звезд .

Красные гиганты различаются по способу выработки энергии:

Многие из хорошо известных ярких звезд являются красными гигантами, поскольку они ярки и довольно распространены. Звезда K0 RGB Арктур ​​находится на расстоянии 36 световых лет от нас, а Гамма Круцис — ближайший гигант М-класса на расстоянии 88 световых лет.

Красный гигант обычно образует планетарную туманность и в конце своей жизни становится белым карликом .

Характеристики

Иллюстрация строения Солнца и его возможного будущего как красного гиганта, сравнение их строения и размеров.

Красный гигант — это звезда, исчерпавшая запасы водорода в своем ядре и начавшая термоядерный синтез водорода в оболочке, окружающей ядро. Их радиусы в десятки и сотни раз больше, чем у Солнца . Однако их внешняя оболочка имеет более низкую температуру, что придает им желтовато-оранжевый оттенок. Несмотря на меньшую плотность энергии оболочки, красные гиганты во много раз ярче Солнца из-за своих огромных размеров. Звезды ветви красных гигантов имеют светимость почти в три тысячи раз большую, чем у Солнца ( L ☉ ), спектральные классы K или M, температуру поверхности 3000–4000 К и радиусы примерно в 200 раз превышающие солнечный ( R ☉ ). Звезды на горизонтальной ветви более горячие, их светимость лишь в небольшом диапазоне около 75  L ☉ . Звезды асимптотической ветви гигантов варьируются от светимости, аналогичной более ярким звездам ветви красных гигантов, до яркости в несколько раз большей в конце фазы тепловых пульсаций.

К звездам асимптотической ветви гигантов относятся углеродные звезды типа CN и поздних CR, образующиеся при конвекции углерода и других элементов на поверхность в ходе так называемого драг -ап . [1] Первое вытягивание происходит во время горения водородной оболочки на ветви красных гигантов, но не приводит к образованию большого количества углерода на поверхности. Второй, а иногда и третий подъем происходит при горении гелиевой оболочки на ветви асимптотических гигантов и конвективно выводит углерод на поверхность в достаточно массивных звездах.

Звездный лимб красного гиганта не имеет четкого очертания, в отличие от его изображения на многих иллюстрациях. Скорее, из-за очень низкой плотности массы оболочки у таких звезд отсутствует четко выраженная фотосфера , 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 термически пульсирующих звезд AGB. [3] Наблюдения также предоставили доказательства существования горячей хромосферы над фотосферой красных гигантов, [4] [5] [6] где исследование механизмов нагревания для формирования хромосфер требует 3D-моделирования красных гигантов. [7]

Еще одна примечательная особенность красных гигантов состоит в том, что в отличие от звезд типа Солнца, фотосферы которых имеют большое количество мелких конвекционных ячеек ( солнечных гранул ), фотосферы красных гигантов, как и фотосферы красных сверхгигантов , имеют всего несколько крупных ячеек, особенности которых обусловливают столь общие для обоих типов звезд изменения блеска . [8]

Эволюция

На этом изображении прослеживается жизнь звезды, похожей на Солнце , от ее рождения ( слева ) до ее эволюции в красного гиганта (справа) спустя миллиарды лет.

Красные гиганты произошли от звезд главной последовательности с массами от примерно 0,3  M ☉ до примерно 8  M ☉ . [9] Когда звезда первоначально формируется из коллапсирующего молекулярного облака в межзвездной среде , она содержит в основном водород и гелий, а также следовые количества « 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 перемешаны по всей звезде. Звезда достигает главной последовательности, когда температура ядра достигает достаточно высокой температуры, чтобы начать синтез водорода (несколько миллионов Кельвинов), и устанавливается гидростатическое равновесие . В течение своей жизни на главной последовательности звезда медленно превращает водород в ядре в гелий; его жизнь в главной последовательности заканчивается, когда почти весь водород в ядре расплавляется. Для Солнца время жизни главной последовательности составляет примерно 10 миллиардов лет. Более массивные звезды сгорают непропорционально быстрее и поэтому имеют более короткий срок 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 термоядерного синтеза, которая раньше противодействовала гравитации, что приводит к нагреванию ядра. . Повышенная температура ядра приводит к сгоранию водорода в оболочке вокруг ядра и расширению звезды. [11] Оболочка, горящая водородом, приводит к ситуации, которая была описана как принцип зеркала ; когда ядро ​​внутри оболочки сжимается, слои звезды вне оболочки должны расширяться. Детальные физические процессы, вызывающие это, сложны. Тем не менее, такое поведение необходимо для обеспечения одновременного сохранения гравитационной и тепловой энергии в звезде с оболочечной структурой. Ядро сжимается и нагревается из-за отсутствия термоядерного синтеза, поэтому внешние слои звезды сильно расширяются, поглощая большую часть дополнительной энергии от термоядерного синтеза. Этот процесс охлаждения и расширения и есть звезда- субгигант . 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 (H-R) . [10] [12]

Мира А — старая звезда, уже сбросившая свои внешние слои в космос.

Эволюционный путь, который проходит звезда при движении по ветви красных гигантов, зависит от массы звезды. Для Солнца и звезд размером менее 2  M ☉ [13] ядро ​​станет достаточно плотным, чтобы давление электронного вырождения предотвратило его дальнейшее коллапс. Как только ядро ​​выродится , оно будет продолжать нагреваться до тех пор, пока не достигнет температуры примерно 108 К  , достаточно горячей, чтобы начать синтез гелия с углеродом посредством процесса тройного альфа . Как только вырожденное ядро ​​достигнет этой температуры, почти одновременно во всем ядре начнется синтез гелия в так называемой гелиевой вспышке . В более массивных звездах коллапсирующее ядро ​​достигнет температуры 10 8  К, прежде чем оно станет достаточно плотным для вырождения, поэтому синтез гелия начнется гораздо более плавно и не приведет к гелиевой вспышке. [10] Фаза плавления гелия в ядре жизни звезды называется горизонтальной ветвью у звезд с низким содержанием металлов, названной так потому, что эти звезды лежат на почти горизонтальной линии на диаграмме H – R многих звездных скоплений. Звезды, богатые металлами и гелием, вместо этого лежат в так называемом красном скоплении на диаграмме H – R. [14]

Аналогичный процесс происходит, когда центральный гелий исчерпывается и звезда снова коллапсирует, в результате чего гелий в оболочке начинает плавиться. В то же время водород может начать синтез в оболочке сразу за горящей оболочкой гелия. Это помещает звезду на асимптотическую ветвь гигантов , вторую фазу красных гигантов. [15] В результате синтеза гелия образуется углеродно-кислородное ядро. Звезда с массой ниже 8  M ☉ никогда не начнет термоядерный синтез в своем вырожденном углеродно-кислородном ядре. [13] Вместо этого в конце фазы асимптотической ветви гигантов звезда выбросит свои внешние слои, образуя планетарную туманность с обнаженным ядром звезды и в конечном итоге превратившись в белого карлика . Выброс внешней массы и создание планетарной туманности окончательно завершает фазу красных гигантов в эволюции звезды. [10] Фаза красного гиганта обычно длится всего около миллиарда лет для звезды солнечной массы, почти все из которых тратится на ветвь красных гигантов. Фазы горизонтальной ветви и асимптотической гигантской ветви протекают в десятки раз быстрее.

Если звезда имеет 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 охлаждаются и увеличивают свою светимость, но никогда не достигают вершины ветви красных гигантов и вспышки гелиевого ядра. Когда восхождение ветви красных гигантов заканчивается, они сбрасывают свои внешние слои, подобно звездам постасимптотической ветви гигантов, а затем становятся белыми карликами.

Звезды, которые не становятся красными гигантами

Звезды с очень малой массой полностью конвективны [16] [17] и могут продолжать превращать водород в гелий до триллиона лет [18] , пока лишь небольшая часть всей звезды не будет состоять из водорода. Светимость и температура в это время неуклонно растут, как и у более массивных звезд главной последовательности, но длительность этого периода означает, что температура в конечном итоге увеличивается примерно на 50%, а светимость примерно в 10 раз. В конце концов уровень гелия возрастает до такой степени, что звезда перестает быть полностью конвективной, а оставшийся водород, запертый в ядре, потребляется всего за несколько миллиардов лет. В зависимости от массы, температура и светимость продолжают какое-то время увеличиваться во время горения водородной оболочки, звезда может стать горячее Солнца и в десятки раз ярче, чем когда она сформировалась, хотя все еще не так ярко, как Солнце. Спустя еще несколько миллиардов лет они начинают становиться менее яркими и холодными, хотя горение водородной оболочки продолжается. Они становятся холодными гелиевыми белыми карликами. [9]

Звезды с очень большой массой развиваются в сверхгиганты , которые следуют по эволюционному пути , который перемещает их вперед и назад по горизонтали по диаграмме H – R, причем на правом конце находятся красные сверхгиганты . Обычно они заканчивают свою жизнь как сверхновая типа II . Самые массивные звезды могут стать звездами Вольфа – Райе, вообще не становясь гигантами или сверхгигантами. [19] [20]

Планеты

Перспективы обитаемости

Хотя традиционно предполагалось, что эволюция звезды в красный гигант сделает ее планетную систему , если она существует, непригодной для жизни, некоторые исследования показывают, что во время эволюции звезды с массой 1  M ☉ вдоль ветви красных гигантов она могла содержать обитаемая зона на срок от нескольких миллиардов лет на расстоянии 2 астрономических единиц (а.е.) до примерно 100 миллионов лет на расстоянии 9 а.е., что, возможно, дает достаточно времени для развития жизни в подходящем мире. После стадии красного гиганта у такой звезды будет обитаемая зона между 7 и 22 а.е. еще на один миллиард лет. [21] Более поздние исследования уточнили этот сценарий, показав, что для звезды размером 1  M ☉ обитаемая зона длится от 100 миллионов лет для планеты с орбитой, аналогичной орбите Марса , до 210 миллионов лет для той, которая вращается на расстоянии от Сатурна . до Солнца, максимальное время (370 миллионов лет), соответствующее планетам, вращающимся на расстоянии от Юпитера . Однако планеты, вращающиеся вокруг звезды размером 0,5  M ☉ по орбитам, эквивалентным орбитам Юпитера и Сатурна, будут находиться в обитаемой зоне в течение 5,8 миллиардов лет и 2,1 миллиарда лет соответственно; для звезд более массивных, чем Солнце, время значительно короче. [22]

Увеличение планет

По состоянию на 2023 год вокруг звезд-гигантов было обнаружено несколько сотен планет-гигантов. [23] Однако эти планеты-гиганты более массивны, чем планеты-гиганты, обнаруженные вокруг звезд солнечного типа. Это может быть связано с тем, что звезды-гиганты более массивны, чем Солнце (менее массивные звезды все еще будут на главной последовательности и еще не станут гигантами), а более массивные звезды, как ожидается, будут иметь более массивные планеты. Однако массы планет, обнаруженных вокруг звезд-гигантов, не коррелируют с массами звезд; следовательно, масса планет могла расти во время фазы красных гигантов звезд. Рост массы планеты может быть частично обусловлен аккрецией от звездного ветра, хотя гораздо более серьезным эффектом будет переполнение полости Роша , вызывающее перенос массы от звезды к планете, когда гигант расширяется до орбитального расстояния планеты. [24]

Примеры

Многие из известных ярких звезд являются красными гигантами, поскольку они ярки и умеренно распространены. Переменная звезда ветви красного гиганта Гамма Круцис — ближайшая гигантская звезда М-класса, расположенная на расстоянии 88 световых лет. [25] Звезда ветви красного гиганта K1.5 Арктур ​​находится на расстоянии 36 световых лет от нас. [26]

Ветка красного гиганта

Гиганты с красными сгустками

Асимптотическая гигантская ветвь

Солнце как красный гигант

Примерно через 5 миллиардов лет Солнце выйдет из главной последовательности и начнет превращаться в красного гиганта. [28] [29] Будучи красным гигантом, Солнце вырастет настолько большим (более чем в 200 раз превышает его современный радиус), что поглотит Меркурий , Венеру и, возможно, Землю. [30]

Рекомендации

  1. ^ Бутройд, AI; Сакманн, И. -Дж. (1999). «Изотопы CNO: глубокая циркуляция у красных гигантов, а также первое и второе дноуглубительные работы». Астрофизический журнал . 510 (1): 232–250. arXiv : astro-ph/9512121 . Бибкод : 1999ApJ...510..232B. дои : 10.1086/306546. S2CID  561413.
  2. ^ Сузуки, Такеру К. (2007). «Структурированные красные гигантские ветры с намагниченными горячими пузырьками и разделительной линией короны и холодного ветра». Астрофизический журнал . 659 (2): 1592–1610. arXiv : astro-ph/0608195 . Бибкод : 2007ApJ...659.1592S. дои : 10.1086/512600. S2CID  13957448.
  3. ^ Хабинг, Харм Дж.; Олофссон, Ганс (2003). «Асимптотические звезды ветви гигантов». Асимптотические звезды ветви гигантов . Бибкод : 2003agbs.conf.....H.
  4. ^ Дойч, AJ (1970). «Хромосферная активность красных гигантов и связанные с ней явления». Ультрафиолетовые звездные спектры и связанные с ними наземные наблюдения . Том. 36. стр. 199–208. Бибкод : 1970IAUS...36..199D. дои : 10.1007/978-94-010-3293-3_33. ISBN 978-94-010-3295-7.
  5. ^ Влеммингс, Воутер; Хури, Тео; О'Горман, Имон; Де Бек, Эльвир; Хамфрис, Элизабет; Ланхаар, Бой; Меркер, Матиас; Олофссон, Ганс; Рамштедт, София; Тафойя, Дэниел; Такигава, Аки (декабрь 2017 г.). «Ударно-нагретая атмосфера асимптотической звезды ветви гиганта, разрешенная ALMA». Природная астрономия . 1 (12): 848–853. arXiv : 1711.01153 . Бибкод : 2017NatAs...1..848В. дои : 10.1038/s41550-017-0288-9. ISSN  2397-3366. S2CID  119393687.
  6. ^ О'Горман, Э.; Харпер, генеральный директор; Онака, К.; Фини-Йоханссон, А.; Вилкенайт-Браун, К.; Браун, А.; Гинан, EF; Лим, Дж.; Ричардс, AMS; Райд, Н.; Влеммингс, WHT (июнь 2020 г.). «ALMA и VLA обнаруживают теплые хромосферы близлежащих красных сверхгигантов Антареса и Бетельгейзе». Астрономия и астрофизика . 638 : А65. arXiv : 2006.08023 . Бибкод : 2020A&A...638A..65O. дои : 10.1051/0004-6361/202037756. ISSN  0004-6361. S2CID  219484950.
  7. ^ Ведемейер, Свен; Кучинскас, Арунас; Клевас, Йонас; Людвиг, Ханс-Гюнтер (1 октября 2017 г.). «Трехмерная гидродинамическая CO5BOLD модель атмосфер звезд красных гигантов - VI. Первая модель хромосферы гиганта позднего типа». Астрономия и астрофизика . 606 : А26. arXiv : 1705.09641 . Бибкод : 2017A&A...606A..26W. дои : 10.1051/0004-6361/201730405. ISSN  0004-6361. S2CID  119510487.
  8. ^ Шварцшильд, Мартин (1975). «О масштабах фотосферной конвекции у красных гигантов и сверхгигантов». Астрофизический журнал . 195 : 137–144. Бибкод : 1975ApJ...195..137S. дои : 10.1086/153313 .
  9. ^ abc Лафлин, Г.; Боденхаймер, П.; Адамс, ФК (1997). «Конец основной последовательности». Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Бибкод : 1997ApJ...482..420L. дои : 10.1086/304125 .
  10. ^ abcd Zeilik, Майкл А.; Грегори, Стефан А. (1998). Вводная астрономия и астрофизика (4-е изд.). Издательство Колледжа Сондерса. стр. 321–322. ISBN 0-03-006228-4.
  11. ^ «Звезды». Управление научной миссии . 16 марта 2012 года . Проверено 29 августа 2023 г.
  12. ^ Тьяго Л. Кампанте; Нуно К. Сантос; Марио JPFG Монтейро (3 ноября 2017 г.). Астеросейсмология и экзопланеты: слушая звезды и поиск новых миров: IV Азорская международная школа повышения квалификации в области космических наук. Спрингер. стр. 99–. ISBN 978-3-319-59315-9.
  13. ^ abc Фаготто, Ф.; Брессан, А.; Бертелли, Г.; Чиози, К. (1994). «Эволюционные последовательности звездных моделей с новой радиационной непрозрачностью. IV. Z=0,004 и Z=0,008». Серия дополнений по астрономии и астрофизике . 105 : 29. Бибкод : 1994A&AS..105...29F.
  14. ^ Алвес, Дэвид Р.; Сараджедини, Ата (1999). «Зависимая от возраста светимость выступа красной гигантской ветви, асимптотического выступа гигантской ветви и красного скопления горизонтальной ветви». Астрофизический журнал . 511 (1): 225–234. arXiv : astro-ph/9808253 . Бибкод : 1999ApJ...511..225A. дои : 10.1086/306655. S2CID  18834541.
  15. ^ Сакманн, И.-Дж.; Бутройд, AI; Кремер, К.Э. (1993). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее». Астрофизический журнал . 418 : 457. Бибкод : 1993ApJ...418..457S. дои : 10.1086/173407 .
  16. ^ Райнерс, Ансгар; Басри, Гибор (2009). «О магнитной топологии частично и полностью конвективных звезд». Астрономия и астрофизика . 496 (3): 787. arXiv : 0901.1659 . Бибкод : 2009A&A...496..787R. дои : 10.1051/0004-6361: 200811450. S2CID  15159121.
  17. ^ Брейнерд, Джером Джеймс (16 февраля 2005 г.). «Звезды главной последовательности». Звезды . Зритель астрофизики . Проверено 29 декабря 2006 г.
  18. ^ Ричмонд, Майкл. «Поздние стадии эволюции звезд малой массы» . Проверено 29 декабря 2006 г.
  19. ^ Кроутер, Пенсильвания (2007). «Физические свойства звезд Вольфа-Райе». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 (1): 177–219. arXiv : astro-ph/0610356 . Бибкод : 2007ARA&A..45..177C. doi :10.1146/annurev.astro.45.051806.110615. S2CID  1076292.
  20. ^ Жорж Мейне; Кирилл Георгий; Рафаэль Хирши; Андре Медер; и другие. (12–16 июля 2010 г.). Г. Раув; М. Де Беккер; Ю. Назе; Ж.-М. Врё; и другие. (ред.). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа-Райе: перспектива одной массивной звезды». Société Royale des Sciences de Liège, Бюллетень (Материалы 39-го Льежского астрофизического коллоквиума) . в1. Вассал. 80 (39): 266–278. arXiv : 1101.5873 . Бибкод : 2011BSRSL..80..266M.
  21. ^ Лопес, Бруно; Шнайдер, Жан; Данчи, Уильям К. (2005). «Может ли жизнь развиваться в расширенных обитаемых зонах вокруг красных гигантов?». Астрофизический журнал . 627 (2): 974–985. arXiv : astro-ph/0503520 . Бибкод : 2005ApJ...627..974L. дои : 10.1086/430416. S2CID  17075384.
  22. ^ Рамирес, Рамзес М.; Кальтенеггер, Лиза (2016). «Обитаемые зоны звезд постглавной последовательности». Астрофизический журнал . 823 (1): 6. arXiv : 1605.04924 . Бибкод : 2016ApJ...823....6R. дои : 10.3847/0004-637X/823/1/6 . S2CID  119225201.
  23. ^ «Планетные системы». exoplanetarchive.ipac.caltech.edu . Проверено 10 августа 2023 г.
  24. ^ Джонс, Мичиган; Дженкинс, Дж. С.; Блюм, П.; Рохо, П.; Мело, швейцарский франк (2014). «Свойства планет вокруг звезд-гигантов». Астрономия и астрофизика . 566 : А113. arXiv : 1406.0884 . Бибкод : 2014A&A...566A.113J. дои : 10.1051/0004-6361/201323345. S2CID  118396750.
  25. ^ Ирландия, MJ; и другие. (май 2004 г.). «Многоволновые диаметры близлежащих Мирас и полурегулярные переменные». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 350 (1): 365–374. arXiv : astro-ph/0402326 . Бибкод : 2004MNRAS.350..365I. дои : 10.1111/j.1365-2966.2004.07651.x. S2CID  15830460.
  26. ^ Абиа, К.; Пальмерини, С.; Буссо, М.; Кристалло, С. (2012). «Соотношения изотопов углерода и кислорода в Арктуре и Альдебаране. Ограничение параметров неконвективного смешивания на ветви красных гигантов». Астрономия и астрофизика . 548 : А55. arXiv : 1210.1160 . Бибкод : 2012A&A...548A..55A. дои : 10.1051/0004-6361/201220148. S2CID  56386673.
  27. ^ Алвес, Дэвид Р. (2000). «Калибровка светимости красного сгустка в K-диапазоне». Астрофизический журнал . 539 (2): 732–741. arXiv : astro-ph/0003329 . Бибкод : 2000ApJ...539..732A. дои : 10.1086/309278. S2CID  16673121.
  28. ^ Нола Тейлор Редд. «Красные гиганты: факты, определение и будущее Солнца». space.com . Проверено 20 февраля 2016 г. .
  29. ^ Шредер, К.-П.; Коннон Смит, Р. (2008). «Возвращение к далекому будущему Солнца и Земли». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 386 (1): 155–163. arXiv : 0801.4031 . Бибкод : 2008MNRAS.386..155S. дои : 10.1111/j.1365-2966.2008.13022.x. S2CID  10073988.
  30. ↑ Сигел, Итан (8 февраля 2020 г.). «Спросите Итана: будет ли Земля в конечном итоге проглочена Солнцем?». Форбс . Проверено 12 марта 2021 г.

Внешние ссылки

СМИ, связанные с красными гигантами, на Викискладе?