Красный гигант

Материал из Википедии — свободной энциклопедии

Красные гиганты и сверхгиганты — звёзды поздних спектральных классов с высокой светимостью и протяжёнными оболочками.

Содержание

1 Наблюдаемые характеристики красных гигантов
2 Происхождение и строение красных гигантов
- 2.1 «Молодые» и «старые» красные гиганты
- 2.2 Строение красных гигантов, неустойчивости в их оболочках и потеря ими массы
3 Ядерные источники энергии и их связь со строением красных гигантов
4 Завершающие стадии эволюции красных гигантов
5 Красные гиганты — переменные звёзды
6 См. также
7 Литература

[править] Наблюдаемые характеристики красных гигантов

К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M классов светимости III и I соответственно, то есть с абсолютными звёздными величинами $0^m \ge M_V \ge -3^m$ у красных гигантов и $M V < - 3 m$ у красных сверхгигантов. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика ( $T_{ph} \approx 3000 - 5000K$ ) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако, светимость таких звёзд может достигать $105 - 10 6 L S o l$ , так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие радиусы. Характерные радиусы красных гигантов и сверхгигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

[править] Происхождение и строение красных гигантов

Рис. 1. Строение красного гиганта с изотермическим гелиевым ядром и слоевой зоной нуклеосинтеза (масштаб не соблюдён).

[править] «Молодые» и «старые» красные гиганты

Звёзды в процессе своей эволюции могут достигать поздних спектральных классов и высоких светимостей на двух этапах своего развития: на стадии звёздообразования и поздних стадиях эволюции. Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы — этот этап длится от ~ 10³ лет для массивных звёзд с массами ${\mathfrak M} \approx 10 {\mathfrak M}_{Sol}$ и до ~ 10⁸ лет для маломассивных звёзд с ${\mathfrak M} \approx 0,5 {\mathfrak M}_{Sol}$ . В это время звезда излучает за счёт гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии. По мере сжатия температура поверхности таких звёзд растёт, но, вследствие уменьшения размеров и площади излучающей поверхности, падает светимость. В конечном итоге, в их ядрах начинается реакция термоядерного синтеза гелия из водорода, и молодая звезда выходит на главную последовательность.

На поздних стадиях эволюции звёзд, после выгорания водорода в их недрах, звёзды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела: этот этап длится ~ 10% от времени «активной» жизни звёзд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звёздных недрах идут реакции нуклеосинтеза. Звёзды главной последовательности с массами ${\mathfrak M} \le 10 {\mathfrak M}_{Sol}$ превращаются сначала в красные гиганты, а затем — в красные сверхгиганты; звёзды с ${\mathfrak M} > 10 {\mathfrak M}_{Sol}$ — непосредственно в красные сверхгиганты. Перед тем, как перейти в стадию красного гиганта, звезда проходит промежуточную стадию - стадию субгиганта. Субгигант - это звезда, в ядре которой уже прекратились термоядерные реакции с участием водорода, но горение гелия еще не началось, так как ядро недостаточно разогрето.

В современной астрофизике термин красные гиганты относится, как правило, к таким проэволюционировавшим звёздам, сошедшим с главной последовательности; молодые звёзды, не вышедшие на главную последовательность, обобщённо называют протозвёздами или по конкретному типу, например, звёзды типа T Тельца.

[править] Строение красных гигантов, неустойчивости в их оболочках и потеря ими массы

Рис. 2. Протопланетарная туманность HD 44179: асимметричный выброс газопылевой материи красным гигантом.

И «молодые», и «старые» красные гиганты имеют схожие наблюдаемые характеристики, объясняющиеся сходством их внутреннего строения — все они имеют горячее плотное ядро и очень разрежённую и протяжённую оболочку (англ. envelope). Наличие протяжённой и относительно холодной оболочки приводит к интенсивному звёздному ветру: потери массы при таком истечении вещества достигают $10^{-5}-10^{-6} {\mathfrak M}_{Sol}$ в год. Интенсивному звёздному ветру способствует несколько факторов:

Высокая светимость красных гигантов в сочетании с огромной протяжённостью их атмосфер (радиусы в $102 - 10 3 R S o l$ ) приводит к тому, что на границах их фотосфер давление излучения на газовую и пылевую компоненты их оболочек становится соизмеримым с силами тяготения, что вызывает вынос вещества.
Ионизация областей оболочек, лежащих ниже фотосферы, делает их существенно непрозрачными для электромагнитного излучения, что приводит к конвекционному механизму переноса энергии. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае же красных гигантов мощность конвективных потоков должна значительно превосходить солнечную.
В протяжённых звёздных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательным процессам, сопровождающимся изменением теплового режима звезды. На Рис. 2 чётко заметны волны плотности выброшенной звездой материи, которые могут быть следствиями таких колебаний. Периодические колебания оболочек во многих случаях приобретают заметный с огромных расстояний масштаб: многие «старые» красные гиганты являются пульсационными переменными (см. ниже), переменными являются также и некоторые «молодые красные гиганты» типа T Тельца.

Конвективные механизмы могут приводить к выносу в атмосферу звезды продуктов нуклеосинтеза из внутренних ядерных источников, что является причиной наблюдаемых аномалий химического состава красных гигантов, в частности, повышенного содержания углерода.

[править] Ядерные источники энергии и их связь со строением красных гигантов

Изображение:HR-Diagram.Helium.Flash.jpg

Рис. 3. Эволюционный трек звезды при гелиевой вспышке на диаграмме Герцшпрунга — Рассела

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия (см. цикл Бете). Такое выгорание приводит к прекращению энерговыделения в центральных частях звезды, сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности в её ядре. Рост температуры и плотности в звёздном ядре ведёт к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.

При температурах порядка 10⁸ K кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием нестабильного изотопа бериллия Be⁸:

He⁴ + He⁴ = Be⁸

Большая часть Be⁸ снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении Be⁸ с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода C¹²:

Be⁸ + He⁴ = C¹² + 7,3 МэВ.

Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию Be⁸ (например, при температуре ~10⁸ K отношение концентраций Be⁸/He⁴ ~10⁻¹⁰), скорость тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока: так, для диапазона температур $\! T$ ~1—2·10⁸ K энерговыделение $\varepsilon _{3\alpha }$ :

$\varepsilon _{3\alpha } = 10^8 \rho ^2 Y^3 *\left( {{T \over {10^8 }}} \right)^{30}$

где $\! Y$ — парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае «выгорания» водорода близка к единице).

Начало тройной гелиевой реакции в вырожденных ядрах маломассивных (масса до ~2,25 солнечных) красных гигантов имеет взрывоподобный характер, что приводит к резкому, но очень кратковременному (~10⁴—10⁵ лет) росту их светимости — гелиевой вспышке.

Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем цикл Бете: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются все более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.

Дополнительным фактором, по-видимому, влияющим на эволюцию ядер красных гигантов, является сочетание высокой температурной чувствительности тройной гелиевой реакции (см. Рис. 3) и реакций синтеза более тяжёлых ядер, с механизмом нейтринного охлаждения: при высоких температурах и давлениях возможно рассеяние фотонов на электронах с образованием нейтрино-антинейтринных пар, которые свободно уносят энергию из ядра: звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностного фотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро (Рис. 1).

[править] Завершающие стадии эволюции красных гигантов

Пути эволюции красных гигантов в зависимости от их массы
Масса	Ядерные реакции	Процессы в ходе эволюции	Остаток
0,08—2,5	Водородный слоевой источник	Образуется вырожденное гелиевое ядро, оболочка рассеивается	He-белый карлик с массой до 0,5 солнечных
2,5—8	Двойной слоевой источник	Образуется вырожденное С О-ядро с массой до 1,2 солнечных, на стадии асимптотической ветви гигантов происходит сброс оболочки с образованием планетарной туманности, наблюдающейся ~10⁴ лет В некоторых случаях углеродная детонация ядра, наблюдающаяся как вспышка сверхновой типа I	С О-белый карлик массой 0,6—0,7 солнечных, Планетарная туманность Звезда полностью рассеивается при вспышке
8—12	Двойной слоевой источник, затем «загорание» углерода в недрах	«Горение» углерода останавливается из-за вырождения O-Ne-Mg ядра, оболочка рассеивается	O-Ne-Mg-белый карлик с массой, близкой к пределу Чандрасекара
12—30	Вырождение в ядре не наступает и нуклеосинтез идёт вплоть до образования элементов железного пика (Fe, Co, Ni)	Ядро с массой 1,5—2 солнечных коллапсирует в нейтронную звезду, коллапс наблюдается как вспышка сверхновой типа II (при наличии протяжённой водородной оболочки) или Ib/с (коллапс ядра звезды Вольфа — Райе), сброшенная оболочка в течение ~10⁴ лет наблюдается как остаток сверхновой	Нейтронная звезда
> 30	Процессы неясны	Процессы неясны	Чёрная дыра с массой до 10 солнечных?

[править] Красные гиганты — переменные звёзды

Радиально пульсирующие долгопериодические переменные типа Ми́ры — омикрона Кита (Long Period Variables M, Omicron Ceti-type) — гиганты спектрального класса М с периодом от 80 до более 1000 дней и вариациями блеска от 2.5^m до 11^m, в спектрах присутствуют эмиссионные линии.
SR — полуправильные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса М (типа Z UMa) с периодом от 20 до нескольких лет и вариациями блеска ~ 3^m,
SRc — полуправильные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса М (типа $μ$ Cep).
Lb — неправильные медленные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса K, M, C, S (типа CO Cyg)
Lc — неправильные медленные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса M (типа TZ Cas) с вариациями блеска ~ 1^m