Эта статья входит в число хороших статей

Ветвь красных гигантов

Материал из Википедии — свободной энциклопедии
Стабильная версия, проверенная 8 мая 2024.
Перейти к навигации Перейти к поиску
Шаровое звёздное скопление NGC 288. Яркие жёлтые и красные звёзды являются звёздами ветви красных гигантов

Ветвь красных гигантов — стадия эволюции звёзд небольшой и средней массы. Эти звёзды являются гигантами поздних спектральных классов, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела занимают определённую область, также называемую ветвью красных гигантов. У звёзд на стадии ветви красных гигантов наблюдается сильный звёздный ветер, некоторые из них переменны. Эти звёзды сжигают водород в оболочке вокруг ядра, постепенно увеличивая свой размер и светимость, а их ядра состоят из гелия, термоядерные реакции там не идут.

Звёзды переходят на эту стадию после стадии субгигантов, и, в зависимости от массы, по-разному завершают этот этап эволюции. Они могут перейти на горизонтальную ветвь или красное сгущение, могут оказаться на голубой петле, либо могут сбросить оболочку и стать белыми карликами. В будущем Солнце также окажется на этой стадии.

Характеристики

[править | править код]
Структура звезды на ветви красных гигантов

Звёзды на стадии ветви красных гигантов имеют низкие температуры, и, следовательно, поздние спектральные классы — в основном K и M[1]. Светимости таких звёзд значительно больше, чем у звёзд главной последовательности тех же спектральных классов, а значит, и больше и радиус. Таким образом, они имеют класс светимости III и являются красными гигантами, а на диаграмме Герцшпрунга — Рассела занимают определённую область, также называемую ветвью красных гигантов. Звёзды на этой стадии имеют начальные массы не более 10 M⊙ и не менее 0,2 M⊙, что обусловлено ходом эволюции звёзд (см. ниже➤)[2][3][4]. Сама ветвь красных гигантов хорошо выражена в звёздных популяциях старше 1,5—2 миллиардов лет[5].

Эти звёзды имеют гелиевое ядро, в котором не происходят термоядерные реакции, и протяжённую конвективную оболочку. На границе этих областей происходит синтез гелия из водорода, в первую очередь посредством CNO-цикла[3][6].

Из расположенных рядом с Солнцем звёзд на ветви красных гигантов находится, например, Гакрукс[7].

Переменность

[править | править код]

Звёзды на ветви красных гигантов, особенно наиболее яркие из них, нередко проявляют переменность[8].

Среди них часто встречаются долгопериодические переменные — разнородный класс пульсирующих переменных. К нему главным образом относятся звёзды ветви красных гигантов и асимптотической ветви гигантов. В них выделяют четыре группы, но все звёзды, проявляющие такую переменность, подчиняются соотношению между периодом пульсаций и средней светимостью вида . Здесь  — абсолютная звёздная величина,  — период, а и  — коэффициенты, которые для разных групп таких звёзд отличаются, и могут отличаться и внутри этих групп[9][10].

Эволюция

[править | править код]
Диаграмма Герцшпрунга — Рассела для шарового звёздного скопления M 5. Звёзды ветви красных гигантов отмечены красным цветом

Переход на ветвь красных гигантов

[править | править код]

Звёзды, у которых в ядре прекратился термоядерный синтез гелия из водорода, покидают главную последовательность и переходят на ветвь субгигантов. На этой стадии синтез гелия идёт в слоевом источнике — оболочке вокруг инертного гелиевого ядра. После ветви субгигантов звезда переходит на ветвь красных гигантов, на которой также синтезирует гелий в слоевом источнике, но, в отличие от ветви субгигантов, на этой стадии звезда имеет протяжённую конвективную оболочку[3][6].

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[11].

На ветвь красных гигантов попадают звёзды, согласно теоретическим моделям, с начальными массами не менее 0,2 M⊙[11][12]. Для звёзд с меньшей массой вышеописанные условия не выполняются: они полностью конвективны и остаются химически однородными, кроме того, при температурах их фотосфер не происходит рост оптической толщины с температурой. Максимальная масса для попадания на ветвь красных гигантов — 10 M⊙, так как при большей массе горение гелия в ядре звезды начинается раньше, чем звезда переходит на ветвь красных гигантов, в результате её эволюция также идёт по-другому. Кроме того, существует качественное различие между звёздами ветви красных гигантов больших и малых масс. При массе звезды более 2,3 M⊙ (точное значение зависит от химического состава) 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[13].

Солнце попадёт на ветвь красных гигантов через 7,1 миллиарда лет. В начале этой стадии оно будет иметь радиус в 2,3 R⊙, светимость 2,7 L⊙ и температуру поверхности около 4900 K[14].

Эволюция на ветви красных гигантов

[править | править код]
Эволюционный трек звезды с массой 0,8 M⊙. Жирной точкой отмечен момент, когда происходит первое вычерпывание. Во врезке показано обращение эволюционного трека, приводящее к образованию red giant branch bump

Пока звезда находится на ветви красных гигантов, её радиус и светимость увеличиваются, а температура лишь немного уменьшается. Этот процесс идёт одновременно со сжатием ядра из-за того, что в звезде должен выполняться и закон сохранения энергии, и теорема вириала, однако точный механизм связи этих процессов неизвестен[15]. 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⊙[6][14][16].

Масса гелиевого ядра возрастает, так как гелий постоянно образуется в слоевом источнике. Слоевой источник, в свою очередь, движется ко внешним слоям звезды и уменьшается: например, для звёзд небольшой массы в начале ветви красных гигантов в нём заключено 10−3 M⊙, а в конце — 10−4 M⊙[3][6]. Пребывание звезды на ветви красных гигантов сопровождается значительной потерей массы, особенно когда светимость велика: для звезды с массой порядка солнечной её темп может доходить до 10−7 M⊙ в год, в то время как на данный момент Солнце теряет лишь 10−17 M⊙ в год[4].

Конвективная зона у звёзд на ветви красных гигантов со временем увеличивается и достигает всё большей глубины. В определённый момент она доходит до слоевого источника, где образуется гелий. Это приводит к выносу части гелия из недр звезды на поверхность, но через некоторое время конвективная зона начинает сужаться и вынос гелия во внешнюю оболочку прекращается. Это явление называется первым вычерпыванием, в результате него меняется содержание на поверхности и других элементов кроме гелия[6].

Кроме того, конвекция порождает резкий скачок содержания химических элементов в области максимальной глубины, до которой дошла конвективная зона. Когда слоевой источник проходит через область, где наблюдается этот скачок, звезда немного сжимается, а её светимость падает, после чего она снова начинает увеличиваться и становиться ярче. Это приводит к тому, что на диаграмме Герцшпрунга ― Рассела звезда трижды проходит практически один и тот же участок, в области которого задерживается на 20 % периода своего нахождения на ветви красных гигантов. Следовательно, звёзд на нём наблюдается больше, а в функции светимости звёзд ветви красных гигантов наблюдается пик. В англоязычной литературе этот пик имеет название red giant branch bump (букв. «бугорок красной ветви гигантов»)[6][17].

Для звёзд с вырожденным ядром на ветви красных гигантов масса ядра и светимость звезды тесно связаны: чем больше масса ядра, тем больше светимость. Небольшое влияние также оказывает металличность звезды, а параметры оболочки практически не влияют на светимость, поскольку оболочка очень разрежена и мало меняет давление в слоевом источнике. С другой стороны, при прочих равных, чем больше масса оболочки, тем меньше радиус звезды, а значит, больше эффективная температура. Таким образом, потеря звездой массы приводит к тому, что на диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда сдвигается вправо[6].

Сход с ветви красных гигантов

[править | править код]

Звёзды средней массы

[править | править код]
Эволюционный трек звезды массой 5 M⊙

В течение этой стадии ядра звёзд, более массивных, чем 2,3 M⊙ остаются невырожденными, поэтому на ветви красных гигантов они постепенно сжимаются, так как их масса превышает предел Шёнберга — Чандрасекара, и нагреваются. В результате сжатия температура в ядрах массивных звёзд повышается до 108 K, чего достаточно для начала тройной гелиевой реакции. Ядро прекращает сжиматься, а сама звезда сходит с ветви красных гигантов и переходит на голубую петлю[3][6].

Звёзды небольшой массы

[править | править код]

У менее массивных звёзд сжатие практически не происходит, так как давление вырожденного газа препятствует ему. Вырожденный газ хорошо отводит температуру, а энергия из него дополнительно уносится излучением нейтрино, что замедляет нагрев ядра и откладывает начало горения гелия. В конечном итоге, когда температура всё же становится достаточно высокой для начала горения гелия, оно начинается взрывообразно — за несколько минут или часов проходит так называемая гелиевая вспышка[4]. При ней выделяется очень большое количество энергии, в результате которого ядро нагревается и перестаёт быть вырожденным, после чего расширяется и снова охлаждается. Внешняя оболочка, напротив, сильно сжимается и увеличивает температуру. Этот процесс занимает около 104 лет, за это время на диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда быстро перемещается в область меньших светимостей и больших температур — она сходит с ветви красных гигантов и оказывается на горизонтальной ветви или красном сгущении[3][6][14][18].

У звёзд разной массы гелиевая вспышка происходит при практически одинаковой массе гелиевого ядра, равной 0,48—0,50 M⊙. С учётом связи её со светимостью, это приводит к тому, что звёзды с массами менее 1,8 M⊙ имеют практически одинаковые светимости непосредственно перед гелиевой вспышкой. Светимость звёзд на ней, в зависимости от металличности, составляет 2—3 тысячи L⊙. Это позволяет использовать вершину ветви красных гигантов как индикатор расстояния, в том числе и для других галактик[19][20].

На вершине ветви красных гигантов Солнце будет иметь светимость в 2350 L⊙, радиус в 166 R⊙ и температуру, равную 3100 K. Его масса будет составлять 0,72 M⊙, к этому моменту оно поглотит Меркурий[14].

Звёзды малой массы

[править | править код]

Согласно некоторым моделям, существует диапазон масс, при котором звезда не полностью конвективна и переходит на ветвь красных гигантов, но оказывается недостаточно массивной, чтобы в ней произошла гелиевая вспышка. Такие звёзды, не доходя до вершины ветви красных гигантов, сбрасывают внешние оболочки и оставляют после себя гелиевый белый карлик[11][21].

История изучения

[править | править код]

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[22][23]. Однако это понятие относится в целом к звёздам высокой светимости и поздних спектральных классов и включает в себя различные с физической точки зрения классы звёзд[1]. Более детальное изучение красных гигантов началось позже, была открыта горизонтальная ветвь[24][25], а окончательно асимптотическая ветвь гигантов и ветвь красных гигантов были разделены в работе Хэлтона Арпа 1955 года[26][27][28].

Вместе с тем развивалась и теория эволюции звёзд. В 1954 году Аллан Сэндидж установил, что звёзды становятся красными гигантами после главной последовательности[29], после чего модели эволюции постепенно развивались и дополнялись[30].

Примечания

[править | править код]
  1. ↑ 1 2 Darling David. Red giant. Internet Encyclopedia of Science. Дата обращения: 19 февраля 2021. Архивировано 25 февраля 2017 года.
  2. ↑ Сурдин, 2015, с. 159.
  3. ↑ 1 2 3 4 5 6 Karttunen et al., 2007, pp. 249—250.
  4. ↑ 1 2 3 Post-Main Sequence Stars (англ.). Australia Telescope National Facility. CSIRO (17 ноября 2020). Дата обращения: 16 февраля 2021. Архивировано 14 апреля 2021 года.
  5. ↑ Salaris Maurizio, Cassisi Santi, Weiss Achim. Red Giant Branch Stars: The Theoretical Framework (англ.) // Publications of the Astronomical Society of the Pacific. — Cambridge, Mass.: Harvard University Press, 2002. — 4 March (vol. 114, iss. 794). — P. 375. — ISSN 1538-3873. — doi:10.1086/342498.
  6. ↑ 1 2 3 4 5 6 7 8 9 Salaris, Cassisi, 2005, pp. 141—148.
  7. ↑ Ireland M. J., Tuthill P. G., Bedding T. R., Robertson J. G., Jacob A. P. Multiwavelength diameters of nearby Miras and semiregular variables (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2004. — 1 May (vol. 350). — P. 365–374. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1111/j.1365-2966.2004.07651.x. Архивировано 22 ноября 2018 года.
  8. ↑ Kiss L. L., Bedding T. R. Red variables in the OGLE-II data base - I. Pulsations and period-luminosity relations below the tip of the red giant branch of the Large Magellanic Cloud (англ.) // Monthly Notices of the Royal Astronomical Society. — Oxf.: Wiley-Blackwell, 2003. — 1 August (vol. 343). — P. L79–L83. — ISSN 0035-8711. — doi:10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x.
  9. ↑ Soszynski I., Dziembowski W. A., Udalski A., Kubiak M., Szymanski M. K. The Optical Gravitational Lensing Experiment. Period--Luminosity Relations of Variable Red Giant Stars (англ.) // Acta Astronomica. — Warsaw: Copernicus Foundation for Polish Astronomy, 2007. — 1 September (vol. 57). — P. 201–225. — ISSN 0001-5237. Архивировано 9 ноября 2017 года.
  10. ↑ Soszynski I., Udalski A., Szymanski M. K., Kubiak M., Pietrzynski G. The Optical Gravitational Lensing Experiment. The OGLE-III Catalog of Variable Stars. XV. Long-Period Variables in the Galactic Bulge (англ.) // Acta Astronomica. — Warsaw: Copernicus Foundation for Polish Astronomy, 2013. — 1 March (vol. 63). — P. 21–36. — ISSN 0001-5237. Архивировано 18 апреля 2019 года.
  11. ↑ 1 2 3 Laughlin Gregory, Bodenheimer Peter, Adams Fred C. The End of the Main Sequence (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1997. — 1 June (vol. 482). — P. 420–432. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/304125. Архивировано 5 октября 2018 года.
  12. ↑ Сурдин, 2015, с. 158.
  13. ↑ Сурдин, 2015, с. 159; Karttunen et al., 2007, pp. 249—250; Salaris, Cassisi, 2005, pp. 141—148.
  14. ↑ 1 2 3 4 Sackmann I.-J, Boothroyd A. I., Kraemer K. E. Our Sun. III. Present and Future (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1993. — 1 November (vol. 418). — P. 457. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/173407. Архивировано 26 февраля 2008 года.
  15. ↑ Djorgovski G. Post-Main Sequence Stellar Evolution. Caltech Astronomy. California Institute of Technology. Дата обращения: 20 февраля 2021. Архивировано 4 июля 2020 года.
  16. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 399.
  17. ↑ Alves D. R., Sarajedini A. The Age-dependent Luminosities of the Red Giant Branch Bump, Asymptotic Giant Branch Bump, and Horizontal Branch Red Clump (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1999. — 1 January (vol. 511). — P. 225–234. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/306655. Архивировано 5 апреля 2019 года.
  18. ↑ Кононович, Мороз, 2004, с. 399—400.
  19. ↑ Lee, M. G., Freedman W. L., Madore B. F. The Tip of the Red Giant Branch as a Distance Indicator for Resolved Galaxies (англ.) // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1993. — 1 November (vol. 417). — P. 553. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/173334. Архивировано 6 июля 2014 года.
  20. ↑ Salaris, Cassisi, 2005, pp. 141—155.
  21. ↑ Adams F. C., Graves G. J. M., Laughlin G. Red Dwarfs and the End of the Main Sequence (англ.) // Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica. — Mexico: Instituto de Astronomía, 2004. — 1 December (vol. 22). — P. 46–49. — ISSN 0185-1101. Архивировано 10 августа 2013 года.
  22. ↑ Astronomy — The rise of astrophysics (англ.). Encyclopedia Britannica. Дата обращения: 20 февраля 2021. Архивировано 10 мая 2015 года.
  23. ↑ Russell H. N. «Giant» and «dwarf» stars (англ.) // The Observatory. — 1913. — 1 August (vol. 36). — P. 324–329. — ISSN 0029-7704. Архивировано 26 марта 2019 года.
  24. ↑ Arp H. C., Baum W. A., Sandage A. R. The HR diagrams for the globular clusters M 92 and M 3. (англ.) // The Astronomical Journal. — 1952. — 1 April (vol. 57). — P. 4–5. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/106674.
  25. ↑ Sandage A. R. The color-magnitude diagram for the globular cluster M 3. // The Astronomical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1953. — Т. 58. — С. 61–75. — ISSN 0004-6256. — doi:10.1086/106822. Архивировано 6 января 2016 года.
  26. ↑ Arp H. C., Johnson H. L. The Globular Cluster M13 // The Astrophysical Journal. — Bristol: IOP Publishing, 1955. — 1 июля (т. 122). — С. 171. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/146065.
  27. ↑ Sandage A. R., Katem B., Kristian J. An Indication of Gaps in the Giant Branch of the Globular Cluster M15 (англ.) // The Astrophysical Journal Letters. — Bristol: IOP Publishing, 1968. — 1 August (vol. 153). — P. L129. — ISSN 0004-637X. — doi:10.1086/180237.
  28. ↑ Simoda M., Tanikawa K. On the Giant, Asymptotic, and Horizontal Branches of the Globular Cluster M5 (англ.) // Publications of the Astronomical Society of Japan. — Tokio: Astronomical Society of Japan, 1970. — Vol. 22. — P. 143. — ISSN 0004-6264.
  29. ↑ История астрономии. Институт истории естествознания и техники имени С. И. Вавилова РАН. Дата обращения: 20 февраля 2021. Архивировано 29 июня 2020 года.
  30. ↑ Silva Aguirre V., Christensen-Dalsgaard J., Cassisi S., Miller Bertolami M., Serenelli A. The Aarhus red giants challenge. I. Stellar structures in the red giant branch phase (англ.) // Astronomy and Astrophysics. — Les Ulis: EDP Sciences, 2020. — 1 March (vol. 635). — P. A164. — ISSN 0004-6361. — doi:10.1051/0004-6361/201935843.

Литература

[править | править код]
  • Кононович Э. В., Мороз В. И. Общий курс астрономии / под редакцией В.В. Иванова. — 2-е, исправленное. — М.: УРСС, 2004. — 544 с. — ISBN 5-354-00866-2.
  • 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. — Cheichester: John Wiley & Sons, 2005. — 388 p. — ISBN 978-0-470-09219-X.
  • Сурдин В. Г. Астрономия: век XXI. — 3-е изд. — Фрязино: Век 2, 2015. — 608 с. — ISBN 978-5-85099-193-7.
Источник — https://ru.wikipedia.org/w/index.php?title=Ветвь_красных_гигантов&oldid=137667001