Красный гигант

Красные гиганты — звёзды, для которых характерны поздние спектральные классы и большие размеры и светимости, таким образом они занимают верхнюю правую часть диаграммы Герцшпрунга — Рассела. Они имеют протяжённые, разреженные оболочки и создают сильный звёздный ветер, а также часто проявляют переменность. Радиусы таких звёзд составляют 10—200 R_⊙, светимости — 10² до 10⁴ L_⊙, а температуры — 3000—5000 K.

В ходе эволюции после главной последовательности звёзды небольшой и средней массы становятся красными гигантами: сначала попадают на ветвь красных гигантов, после схода с неё переходят в красное сгущение, оставаясь красными гигантами, или перестают быть таковыми, переходя на горизонтальную ветвь и голубую петлю. Затем звёзды снова становятся красными гигантами, переходя на асимптотическую ветвь гигантов. После этого красные гиганты сбрасывают оболочки и превращаются в белые карлики. Общая продолжительность стадии красного гиганта составляет не более 10 % срока жизни звезды, при этом красными гигантами становятся звёзды массой от 0,2 M_⊙ до 10 M_⊙.

Красные гиганты — звёзды поздних спектральных классов: K и M, и низких температур — 3000—5000 K, поэтому они излучают в основном в красном и инфракрасном свете. Вместе с этим у красных гигантов большие радиусы — в диапазоне приблизительно 10—200 R_⊙, и, как следствие, высокие светимости — от 10² до 10⁴ L_⊙^[1], а их абсолютные звёздные величины в основном лежат в диапазоне от 0^m до −3^m[2]. Красные гиганты относятся к классу светимости III и занимают верхнюю правую часть диаграммы Герцшпрунга — Рассела. В ходе эволюции (см. ниже➤) красными гигантами становятся звёзды с массами не менее 0,2 M_⊙^[3] и не более 10 M_⊙^[4].

Внутреннее строение красных гигантов различается в зависимости от их эволюционной стадии (см. ниже➤), но в любом случае в их ядрах уже исчерпан водород, а ядерное горение водорода происходит в слоевом источнике. Ядро сначала состоит из гелия и является инертным, затем в нём начинается горение гелия, при котором синтезируется углерод и кислород. Когда гелий исчерпывается, ядро красного гиганта снова становится инертным и состоит из углерода и кислорода^[4]. Оболочки красных гигантов конвективны и в некоторых случаях конвекция способна выносить элементы, синтезированные в недрах, на поверхность звезды, что может приводить к аномалиям химического состава^[2].

Внешние слои красных гигантов протяжённы и сильно разрежены^[1], в среднем плотность таких звёзд составляет порядка 10⁻⁴—10⁻³ г/см^3[5], но у них очень плотные ядра: в определённый момент эволюции масса ядра может составлять четвёртую часть массы звезды при радиусе в 1000 раз меньше радиуса всей звезды — плотность ядра в таком случае равна 3,5⋅10⁵ г/см^3[6]. Для красных гигантов характерен сильный звёздный ветер — на поздних стадиях темп потери массы может достигать 10⁻⁴ M_⊙ в год^[7]. Часто у красных гигантов наблюдается переменность различных типов, в том числе и с высокой амплитудой, особенно у наиболее ярких из них: они могут быть миридами, полуправильными переменными и переменными других типов^[4][8][9].

Красные гиганты часто рассматриваются вместе с красными сверхгигантами: последние крупнее и ярче, но и те, и другие звёзды относятся к поздним спектральным классам и в их спектрах наблюдаются полосы поглощения молекул. Красные гиганты и сверхгиганты имеют очень плотные небольшие ядра и разреженные конвективные оболочки^[2][4].

Доля красных гигантов среди звёзд невелика — у звёзд, которые становятся красными гигантами, эта эволюционная стадия длится не более 10 % срока их жизни^[2][10], однако благодаря высокой яркости они видны с больших расстояний, и среди видимых невооружённым глазом звёзд их около 10 %^[9][11][12]. Красными гигантами являются, например, Арктур и Альдебаран^[13][4].

Звёзды с массой более 0,2 M_⊙, в ядре которых прекратился термоядерный синтез гелия из водорода, покидают главную последовательность и переходят на ветвь субгигантов, расширяясь и охлаждаясь^[3]. На этой стадии синтез гелия идёт в слоевом источнике — оболочке вокруг инертного гелиевого ядра. Если масса звезды меньше 10 M_⊙, то она начинает становиться ярче и превращается в красный гигант^[4][7].

При росте энерговыделения светимость звезды должна возрастать, следовательно, должна увеличиваться либо температура фотосферы, либо её радиус. Механизм превращения звезды в красный гигант точно неизвестен, однако для него есть необходимые условия: заметное различие химического состава в ядре и в оболочках, а также рост оптической толщины фотосферы при росте температуры. Фотосфера звезды должна располагаться в области, где оптическая толщина невелика, и, если этот показатель растёт вместе с температурой, то фотосфера перемещается в области более низкой температуры^[3].

Для звёзд с массами меньше 0,2 M_⊙ эти условия не выполняются: они имеют не очень большую температуру, при которой прозрачность не увеличивается с её ростом, и они полностью конвективны и остаются химически однородными, поэтому не становятся красными гигантами^[3]. При массе звезды более 10 M_⊙ она превращается в сверхгигант, так как при такой массе горение гелия в ядре звезды начинается раньше, чем звезда становится красным гигантом. По-другому идёт и её дальнейшая эволюция, звезда становится ярче и крупнее, поэтому при охлаждении и расширении наиболее массивные звёзды становятся не красными гигантами, а красными сверхгигантами^[4][14].

Солнце станет красным гигантом через 7,1 миллиарда лет — в возрасте 11,6 миллиардов лет. В начале этой стадии оно будет иметь радиус в 2,3 R_⊙, светимость 2,7 L_⊙ и температуру поверхности около 4900 K^[15].

Первоначально красные гиганты относятся к ветви красных гигантов — они синтезируют гелий в слоевом источнике, а их ядро инертно и состоит из гелия, но, в отличие от субгигантов, имеют протяжённую конвективную оболочку. Существует качественное различие между звёздами ветви красных гигантов больших и малых масс: при массе звезды более 2,3 M_⊙ гелиевое ядро находится в состоянии, близком к идеальному, а при меньшей массе оно оказывается вырожденным. Это различие влияет на то, как именно завершится пребывание звезды на ветви красных гигантов^[16][17][18].

Пока звезда находится на ветви красных гигантов, её радиус, светимость и масса ядра, увеличиваются, а температура немного уменьшается. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда движется практически вертикально вверх, причём область высоких светимостей проходит довольно быстро: например, Солнцу из 600 миллионов лет, которые оно проведёт на ветви красных гигантов, понадобится около 450 миллионов лет, чтобы увеличить свою светимость до 17 L_⊙. За оставшиеся 150 миллионов лет светимость Солнца увеличится до 2350 L_⊙, радиус достигнет 166 R_⊙, а температура уменьшится до 3100 K. Его масса будет составлять 0,72 M_⊙ — основные потери массы будут происходить ближе к окончанию этой стадии. К этому моменту Солнце поглотит Меркурий^[15][18][6].

Нахождение звезды на ветви красных гигантов прерывается началом горения гелия в ядре, которое сопровождается уменьшением размера и светимости звезды и увеличением температуры поверхности. Если ядро звезды не вырождено, что выполняется для звёзд массивнее 2,3 M_⊙, гелий загорается постепенно и звезда переходит на голубую петлю. Если же масса звезды менее 2,3 M_⊙, то ядро вырождено и гелий загорается взрывообразно — происходит гелиевая вспышка, и звезда быстро переходит на горизонтальную ветвь, либо на её низкотемпературную область — красное сгущение^[17][18][6]. Также, согласно некоторым моделям, существует диапазон малых масс, в котором звезда переходит на ветвь красных гигантов, но оказывается недостаточно массивной, чтобы в ней произошла гелиевая вспышка. Такие звёзды в определённый момент сбрасывают внешние оболочки и оставляют после себя гелиевый белый карлик^[3][19].

Звёзды, в ядрах которых случилась гелиевая вспышка, попадают на горизонтальную ветвь. В ней выделяется наиболее низкотемпературная область — красное сгущение, на которое попадают звёзды населения I, относительно небольшого возраста и высокой металличности. Температуры звёзд красного сгущения составляют порядка 5000 K, а спектральные классы — G8—K0, и их также относят к красным гигантам^[17][20][21].

Звёзды красного сгущения поддерживают горение гелия в ядре, пока он не исчерпывается, после чего звезда начинает расширяться, охлаждаться и переходит на асимптотическую ветвь гигантов. Для Солнца срок нахождения на горизонтальной ветви составит около 100 миллионов лет, и за это время его внешние характеристики практически не изменятся: светимость будет составлять приблизительно 44 L_⊙, радиус — 10 R_⊙, температура — около 4700 K. Масса во время этой стадии также практически не уменьшится^[15][17].

Когда в ядре звезды заканчивается гелий, горение гелия продолжается в оболочке вокруг ядра, ставшего инертным и состоящим из углерода и кислорода. Звезда расширяется и охлаждается, снова становясь красным гигантом, если прекращала быть таковым. Эти процессы имеют сходство с происходящими в звёздах на ветви красных гигантов, а эволюционная стадия называется асимптотической ветвью гигантов. До неё доходят звёзды с массой не менее 0,5 M_⊙^[16][17][22].

По прошествии некоторого времени спокойной эволюции — ранней асимптотической ветви гигантов — у наиболее массивных звёзд, имеющих массы 8—10 M_⊙, случается углеродная детонация, в которой начинается ядерное горение углерода и после которой они, если не взрываются как сверхновые звёзды, эволюционируют как сверхгиганты^[23][24][25].

У менее массивных звёзд гелий в слоевом источнике сначала исчерпывается и горение гелия прекращается, но затем снова накапливается в результате горения водорода. Когда накапливается достаточно гелия, случается слоевая гелиевая вспышка. Этот процесс повторяется неоднократно, при этом радиус и светимость звезды колеблются, наблюдается сильный звёздный ветер, а в результате выноса вещества из недр звезды на поверхность она может стать углеродной звездой. Эта стадия называется стадией тепловых пульсаций^[26].

Стадия ранней асимптотической ветви гигантов для Солнца продлится 20 миллионов лет. К её окончанию масса Солнца сократится до 0,59 M_⊙, а температура — до 3150 K. Радиус увеличится приблизительно до 130 R_⊙, а светимость — до 2000 L_⊙. На стадии тепловых пульсаций Солнце проведёт лишь 400 тысяч лет, за это время масса Солнца сократится до 0,54 M_⊙, его радиус будет колебаться в пределах 50—200 R_⊙, а светимость — от 500 до 5000 L_⊙. Максимальный радиус Солнца при этом составит 0,99 а.е., что больше современной орбиты Венеры, но из-за потери Солнцем массы Венера к тому моменту перейдёт на более далёкую орбиту и избежит поглощения звездой^[15].

Время, которое звезда проводит в стадии тепловых пульсаций, ограничено массой водородной оболочки, которая постепенно уменьшается из-за сильного звёздного ветра и горения водорода в слоевом источнике. Когда водорода остаётся слишком мало, синтез гелия прекращается, оболочки из водорода и гелия начинают быстро сжиматься, а звезда покидает асимптотическую ветвь гигантов. При этом температура на поверхности звезды увеличивается, а светимость остаётся практически постоянной. Звезда и выброшенное ей вещество становятся протопланетарной туманностью, а затем — планетарной туманностью, которая со временем рассеивается, и от красного гиганта остаётся белый карлик^[27][28].

Термин «красный гигант» появился, когда в начале XX века Эйнар Герцшпрунг обнаружил, что звёзды одних и тех же спектральных классов могут иметь различные светимости, и особенно сильно это различие в поздних спектральных классах^[29][30]. При этом подгруппы красных гигантов были открыты позже: к 1952 году была открыта горизонтальная ветвь^[31][32], а затем асимптотическая ветвь гигантов и ветвь красных гигантов были разделены в работе Хэлтона Арпа 1955 года^[33][34][35].

Вместе с тем развивалась и теория строения и эволюции звёзд. В 1954 году Аллан Сэндидж установил, что звёзды становятся красными гигантами после главной последовательности^[36], после чего модели эволюции постепенно развивались и дополнялись^[37].

• Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
• Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
• Karttunen H., Kroger P., Oja H., Poutanen M., Donner K. J. Fundamental Astronomy. — 5th Edition. — Berlin; Heidelberg; N. Y.: Springer, 2007. — 510 p. — ISBN 978-3-540-34143-7.
• Salaris M., Cassisi S. Evolution of Stars and Stellar Populations. — Chichester: John Wiley & Sons, 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.

Эта статья входит в число хороших статей русскоязычного раздела Википедии.