Красный гигант: различия между версиями

[[Файл:HRDiagram_ru.png|мини|Диаграмма Герцшпрунга  — Рассела]]

'''Красные гиганты'''  — звёзды, для которых характерны поздние [[Спектральный класс|спектральные классы]] и большие размеры и светимости, таким образом они занимают верхнюю правую часть [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграммы Герцшпрунга  — Рассела]]. Они имеют протяжённые, разреженные оболочки и создают сильный [[звёздный ветер]], а также часто проявляют [[Переменная звезда|переменность]]. Радиусы таких звёзд составляют 10—200 {{Ro}}, светимости  — {{E|2|0}} до {{E|4|0}} {{Lo}}, а температуры  — 3000—5000 [[Кельвин|K]].

В ходе [[Эволюция звёзд|эволюции]] после [[Главная последовательность|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 [[Горизонтальная ветвь|горизонтальную ветвь]] и [[Голубая петля|голубую петлю]]. Затем звёзды снова становятся красными гигантами, переходя на [[Асимптотическая ветвь гигантов|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 {{Mo}} до 10 {{Mo}}.

Красные гиганты  — звёзды поздних [[Спектральный класс|спектральных классов]]: K и M, и низких температур  — 3000—5000 [[Кельвин|K]], поэтому они излучают в основном в красном и [[Инфракрасное излучение|инфракрасном]] свете. Вместе с этим у красных гигантов большие радиусы  — в диапазоне приблизительно 10—200 {{Ro}}, и, как следствие, высокие светимости  — от {{E|2|0}} до {{E|4|0}} {{Lo}}<ref name=":0">{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1168159|title=Красный гигант|author=Батурин В. А., Миронова И. В.|website=Глоссарий [[Астронет]]|access-date=2021-05-19}}</ref>, а их абсолютные звёздные величины в основном лежат в диапазоне от 0^m до −3^m<ref name=":4">{{Cite web|url=http://www.astronet.ru/db/msg/1188382|title=Красные гиганты и сверхгиганты|author=Юнгельсон Л. Р.|website=[[Астронет]]|access-date=2021-05-22}}</ref>. Красные гиганты относятся к [[Класс светимости|классу светимости]] III и занимают верхнюю правую часть [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграммы Герцшпрунга  — Рассела]]. В ходе [[Эволюция звёзд|эволюции]] (см. ниже{{Переход|Эволюция}}) красными гигантами становятся звёзды с массами не менее 0,2 {{Mo}}<ref name=":22">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1997ApJ...482..420L|автор=Laughlin G., Bodenheimer P., Adams F. C.|заглавие=The End of the Main Sequence|год=1997|месяц=6|день=1|язык=en|издание=[[The Astrophysical Journal]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|volume=482|pages=420–432|issn=0004-637X|doi=10.1086/304125}}</ref> и не более 10 {{Mo}}<ref name=":1">{{Cite web|url=https://bigenc.ru/physics/text/2107676|title=Красные гиганты и сверхгиганты|author=Юнгельсон Л. Р.|website=[[Большая российская энциклопедия]]|access-date=2021-05-18}}</ref>.

Внешние слои красных гигантов протяжённы и сильно разрежены<ref name=":0" />, в среднем плотность таких звёзд составляет порядка {{E|−4|0}}—{{E|−3|0}} г/см³<ref name=":23">{{Cite web|lang=en|url=http://ads.harvard.edu/books/hsaa/toc.html|title=Handbook of Space Astronomy and Astrophysics|author=Zombeck M. V.|pages=73|publisher=[[Cambridge University Press]]|access-date=2021-05-19}}</ref>, 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{{E|5}} г/см³{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=399—400}}. Для красных гигантов характерен сильный [[звёздный ветер]]  — на поздних стадиях темп потери массы может достигать {{E|−4|0}} {{Mo}} в год<ref name=":3">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/S/starsevolution.html|title=Evolution of stars|author=Darling D.|website=Internret Encyclopedia of Science|access-date=2021-05-20}}</ref>. Часто у красных гигантов наблюдается [[Переменная звезда|переменность]] различных типов, в том числе и с высокой амплитудой, особенно у наиболее ярких из них: они могут быть [[Мирида|миридамимирида]]ми, [[Полуправильная переменная звезда|полуправильными переменными]] и переменными других типов<ref name=":1" /><ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2003MNRAS.343L..79K|автор=Kiss L. L., Bedding T. R.|заглавие=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|год=2003|месяц=8|день=1|язык=en|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|место=N. Y.|издательство=[[Wiley-Blackwell]]|volume=343|pages=L79-L83|issn=0035-8711|doi=10.1046/j.1365-8711.2003.06931.x}}</ref><ref name=":2">{{Cite web|url=http://www.daviddarling.info/encyclopedia/R/redgiant.html|title=Red giant|author=Darling D.|website=Internet Encyclopedia of Science|access-date=2021-05-18}}</ref>.

Доля красных гигантов среди звёзд невелика  — у звёзд, которые становятся красными гигантами, эта эволюционная стадия длится не более 10 % срока их жизни<ref name=":4" /><ref>{{Cite web|url=https://astronomy.swin.edu.au/cosmos/r/Red+giant+stars|title=Red giant stars|website=Astronomy|publisher=[[Технологический университет Суинберна|Swinburne University of Technology]]|access-date=2021-05-22}}</ref>, однако благодаря высокой яркости они видны с больших расстояний, и среди видимых невооружённым глазом звёзд их около 10 %<ref name=":2" /><ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2009ASPC..412..179P|автор=Percy J. R., Mashintsova M., Nasui C., Palaniappan R., Henry G. W.|заглавие=Photometric Variability of Red Giants|год=2009|месяц=9|язык=en|день=1|издание=The Biggest, Baddest, Coolest Stars ASP Conference Series|издательство=[[Astronomical Society of the Pacific]]|место=San Francisco|volume=412|pages=179}}</ref>{{Sfn|Karttunen et al.|2007|p=216}}. Красными гигантами являются, например, [[Арктур]] и [[Альдебаран]]{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=153}}<ref name=":1" />.

Звёзды с массой более 0,2 {{Mo}}, в ядре которых прекратился [[термоядерный синтез]] [[Гелий|гелия]] из [[Водород|водородаводород]]а, покидают [[Главная последовательность|главную последовательность]] и переходят на [[ветвь субгигантов]], расширяясь и охлаждаясь<ref name=":22" />. На этой стадии синтез гелия идёт в слоевом источнике  — оболочке вокруг инертного гелиевого ядра. Если масса звезды меньше 10 {{Mo}}, то она начинает становиться ярче и превращается в красный гигант<ref name=":1" /><ref name=":3" />.

[[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 {{Ro}}, светимость 2,7 {{Lo}} и температуру поверхности около 4900 [[Кельвин|K]]<ref name=":03">{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/1993ApJ...418..457S|автор=Sackmann I.-J, Boothroyd A. I., Kraemer K. E.|заглавие=Our Sun. III. Present and Future|язык=en|год=1993|месяц=11|день=1|издание=[[The Astrophysical Journal]]|место=Bristol|издательство=[[IOP Publishing]]|volume=418|pages=457|issn=0004-637X|doi=10.1086/173407}}</ref>.

Первоначально красные гиганты относятся к [[Ветвь красных гигантов|ветви красных гигантов]]  — они синтезируют гелий в слоевом источнике, а их ядро инертно и состоит из гелия, но, в отличие от субгигантов, имеют протяжённую [[Конвективная зона|конвективную оболочку]]. Существует качественное различие между звёздами ветви красных гигантов больших и малых масс: при массе звезды более 2,3 {{Mo}} гелиевое ядро находится в состоянии, близком к [[Идеальный газ|идеальному]], а при меньшей массе оно оказывается [[Вырожденный газ|вырожденным]]. Это различие влияет на то, как именно завершится пребывание звезды на ветви красных гигантов{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=159}}{{Sfn|Karttunen et al.|2007|pp=249—250}}{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=141—148}}.

Пока звезда находится на ветви красных гигантов, её радиус, светимость и масса ядра, увеличиваются, а температура немного уменьшается. На [[Диаграмма Герцшпрунга — Рассела|диаграмме Герцшпрунга  — Рассела]] звезда движется практически вертикально вверх, причём область высоких светимостей проходит довольно быстро: например, [[Солнце|Солнцу]] из 600 миллионов лет, которые оно проведёт на ветви красных гигантов, понадобится около 450 миллионов лет, чтобы увеличить свою светимость до 17 {{Lo}}. За оставшиеся 150 миллионов лет светимость Солнца увеличится до 2350 {{Lo}}, радиус достигнет 166 {{Ro}}, а температура уменьшится до 3100 [[Кельвин|K]]. Его масса будет составлять 0,72 {{Mo}}  — основные потери массы будут происходить ближе к окончанию этой стадии. К этому моменту Солнце поглотит [[Меркурий]]<ref name=":03" />{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=141—148}}{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=399—400}}.

Нахождение звезды на ветви красных гигантов прерывается началом [[Горение гелия|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 {{Mo}}, гелий загорается постепенно и звезда переходит на [[Голубая петля|голубую петлю]]. Если же масса звезды менее 2,3 {{Mo}}, то ядро вырождено и гелий загорается взрывообразно  — происходит [[гелиевая вспышка]], и звезда быстро переходит на [[Горизонтальная ветвь|горизонтальную ветвь]], либо на её низкотемпературную область  — [[красное сгущение]]{{Sfn|Karttunen et al.|2007|pp=249—250}}{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=141—148}}{{Sfn|Кононович, Мороз|2004|страницы=399—400}}. 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]]<ref name=":22" /><ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2004RMxAC..22...46A|автор=Adams F. C., Graves G. J. M., Laughlin G.|заглавие=Red Dwarfs and the End of the Main Sequence|издание={{iw|Revista Mexicana de Astronomía y Astrofísica}}|издательство=Instituto de Astronomía|место=Mexico|язык=en|год=2004|месяц=12|день=1|volume=22|pages=46–49|issn=0185-1101}}</ref>.

Звёзды, в ядрах которых случилась [[гелиевая вспышка]], попадают на [[Горизонтальная ветвь|горизонтальную ветвь]]. В ней выделяется наиболее низкотемпературная область  — [[красное сгущение]], на которое попадают звёзды [[Население I|населения I]], относительно небольшого возраста и высокой [[Металличность|металличности]]. Температуры звёзд красного сгущения составляют порядка 5000 [[Кельвин|K]], а спектральные классы  — G8—K0, и их также относят к красным гигантам{{Sfn|Karttunen et al.|2007|pp=249—250}}<ref>{{Cite web|lang=en|url=https://astrobites.org/2017/11/30/gaia-and-the-red-clump/|title=Gaia and the Red Clump|author=Plewa P.|website=Astrobites|date=2017-11-30|access-date=2021-05-21}}</ref>{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=163—167, 305}}.

Звёзды красного сгущения поддерживают [[горение гелия]] в ядре, пока он не исчерпывается, после чего звезда начинает расширяться, охлаждаться и переходит на [[Асимптотическая ветвь гигантов|асимптотическую ветвь гигантов]]. Для [[Солнце|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 {{Lo}}, радиус  — 10 {{Ro}}, температура  — около 4700 [[Кельвин|K]]. Масса во время этой стадии также практически не уменьшится<ref name=":03" />{{Sfn|Karttunen et al.|2007|pp=249—250}}.

Когда в ядре звезды заканчивается гелий, [[горение гелия]] продолжается в оболочке вокруг ядра, ставшего инертным и состоящим из [[Углерод|углеродауглерод]]а и [[Кислород|кислородакислород]]а. 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 [[Асимптотическая ветвь гигантов|асимптотической ветвью гигантов]]. До неё доходят звёзды с массой не менее 0,5 {{Mo}}{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=159}}{{Sfn|Karttunen et al.|2007|pp=249—250}}{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|p=187}}.

По прошествии некоторого времени спокойной эволюции  — ранней асимптотической ветви гигантов  — у наиболее массивных звёзд, имеющих массы 8—10 {{Mo}}, случается [[углеродная детонация]], в которой начинается [[ядерное горение углерода]] и после которой они, если не взрываются как [[сверхновые звёзды]], эволюционируют как [[Сверхгигант|сверхгигантысверхгигант]]ы{{Sfn|Сурдин|2015|страницы=154—159}}{{Sfn|Karttunen et al.|2007|pp=250—253}}{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|p=189}}.

Стадия ранней асимптотической ветви гигантов для [[Солнце|Солнца]] продлится 20 миллионов лет. К её окончанию масса Солнца сократится до 0,59 {{Mo}}, а температура  — до 3150 [[Кельвин|K]]. Радиус увеличится приблизительно до 130 {{Ro}}, а светимость  — до 2000 {{Lo}}. На стадии тепловых пульсаций Солнце проведёт лишь 400 тысяч лет, за это время масса Солнца сократится до 0,54 {{Mo}}, его радиус будет колебаться в пределах 50—200 {{Ro}}, а светимость  — от 500 до 5000 {{Lo}}. Максимальный радиус Солнца при этом составит 0,99 [[а.е.]], что больше современной орбиты [[Венера|Венеры]], но из-за потери Солнцем массы Венера к тому моменту перейдёт на более далёкую орбиту и избежит поглощения звездой<ref name=":03" />.

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 [[Протопланетарная туманность|протопланетарной туманностью]], а затем  — [[Планетарная туманность|планетарной туманностью]], которая со временем рассеивается, и от красного гиганта остаётся [[белый карлик]]{{Sfn|Salaris, Cassisi|2005|pp=195—198}}<ref>{{Статья|ссылка=http://adsabs.harvard.edu/abs/2005MNRAS.360..104D|автор=Davis C. J., Smith M. D., Gledhill T. M., Varricatt W. P.|заглавие=Near-infrared echelle spectroscopy of protoplanetary nebulae: probing the fast wind in H2|год=2005|месяц=6|день=1|язык=en|издание=[[Monthly Notices of the Royal Astronomical Society]]|место=N. Y.|издательство=[[Wiley-Blackwell]]|pages=104—118|volume=360|issn=0035-8711|doi=10.1111/j.1365-2966.2005.09018.x}}</ref>.