какие звезды называют красными гигантами

Красный гигант

Красный гигант — звезда поздних спектральных классов с высокой светимостью и протяжёнными оболочками. Примерами красных гигантов являются Арктур, Альдебаран, Гакрукс и Мира A.
Красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 104—106 раз больше солнечной. Так как температура фотосферы красного гиганта близка к температуре спирали лампы накаливания (≈3000 К), красные гиганты, вопреки своему названию, аналогично лампам, испускают свет не красного, а скорее охристо-желтоватого оттенка.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

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 звездообразования и поздних стадиях эволюции.

Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы. 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 (протон-протонный цикл, а для массивных звёзд также CNO-цикл), и молодая звезда выходит на главную последовательность.

На поздних стадиях эволюции звёзд после выгорания водорода в их недрах и образования «пассивного» (не участвующего в термоядерных реакциях) гелиевого ядра звёзды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов. 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 ещё не началось, так как гелиевое 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.

Строение красных гигантов

И «молодые», и «старые» красные гиганты имеют схожие наблюдаемые характеристики, объясняющиеся сходством их внутреннего строения — все они имеют горячее плотное ядро и очень разреженную и протяжённую оболочку. Наличие протяжённой и относительно холодной оболочки приводит к интенсивному звёздному ветру: потери массы при таком истечении вещества достигают 10 −6 —10 −5 масс Солнца в год.

Средняя плотность красных гигантов может быть в миллион раз меньше плотности воды (для сравнения, средняя плотность Солнца примерно равна плотности воды, 1 г/см3). При этом отношение средней плотности к плотности ядра может составлять 1:108 (у Солнца примерно 1:50). Около 10% массы красного гиганта приходится на его очень малое по размерам ядро, в котором (или в наружном слое которого) происходят термоядерные реакции; остальная часть массы звезды приходится на очень протяжённую оболочку, которая переносит выделившуюся в ядре энергию к поверхности.

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия в pp-цикле и (для массивных звёзд) в CNO-цикле. Такое выгорание приводит к накоплению в центральных частях звезды гелия, который при сравнительно низких температурах и давлениях ещё не может вступать в термоядерные реакции. Прекращение энерговыделения в ядре звезды ведёт к сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности ядра. Рост температуры и плотности в звёздном ядре приводит к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.

Источник

Красный гигант

Все звёзды, которые видны с Земли, кажутся одинаковыми маленькими точками. Однако на самом деле существует огромное количество разновидностей звёзд, отличающихся друг от друга габаритами, интенсивностью излучаемого света и температурой. Наиболее большая и яркая звезда – красный гигант.

Как появляется красный гигант?

Астрономы знают о существовании разных типов звёзд. Классифицируются они по размерам и имеющимся спектральным характеристикам, благодаря которым можно узнать много новой и полезной информации о далёких небесных объектах.

В начале 1910 года учёными была разработана специальная диаграмма, в которой упростили классификацию звёзд и показали основные этапы их эволюции. Также с её помощью была показана зависимость между светимостью, размером и спектральным классом звёздных тел. Звёзды, находящиеся на диаграмме, образуют на ней несколько отдельных участков. Большинство из них располагаются в области, которую часто называют главной последовательностью.

На диаграмме есть отдельное место для сверхгигантов и красных гигантов. Здесь располагаются объекты, находящиеся на финальном этапе своей жизни. Феномен превращения звёзд в красных гигантов объясняется просто. Практически всю свою жизнь светила питаются энергией, которая генерируется внутри их ядра. Однако со временем все реакции постепенно останавливаются, после чего в центральной части образуется огромное гелиевое ядро. Именно из-за этого светила превращаются в красных гигантов. Если звезда слишком большая, она становится сверхгигантом.

Бывают ли «молодые» гиганты?

Некоторые небесные объекты достигают поздних спектральных классов ещё до начала завершения своей жизни. Бывают случаи, когда процесс преобразования в красного гиганта начинается в самом начале звездообразования. У таких светил излучение осуществляется благодаря гравитации, образующейся из-за сжатия объекта. Длительность трансформации напрямую зависит от массы и габаритов звезды и продолжаются от

Благодаря сжатию повышается температура звёзд и уменьшается их размер. Это приводит к снижению светимости. В результате в центре светила начинаются термоядерные реакции, после чего они попадают в главную последовательность. Несмотря на то что «молодые» и «старые» гиганты очень похожи друг на друга, астрономы называют красными гигантами только те объекты, которые дошли до поздних этапов эволюции. Молодые светила, находящихся в начальной стадии своего формирования, называют протозвёздами.

Общие характеристики и описание

Красный гигант – светило, которое относится к спектральным классам М и К. В сравнении с другими звёздами, температурные показатели на поверхности таких объектов не очень большие и достигают всего 5000 К. Однако несмотря на это, их всё равно хорошо видно на небосклоне благодаря большим габаритам.

Красный гигант превосходить солнечный радиус в 500-700 раз. Также у них огромная площадь поверхности, которая в 100-120 раз больше Солнца. Именно невысокая температура и огромные размеры являются основными характеристиками красных гигантов.

Температура поверхности у таких светил невысокая и поэтому их красный свет имеет яркий желтоватый оттенок. К характерным особенностям этих звёзд можно отнести наличие металлов в излучаемом спектре. Также в нём присутствуют устойчивые молекулы.

Красный гигант имеет небольшую плотность. Иногда она в миллионы раз меньше, чем у Солнца. Ядро у таких звёзд, наоборот, очень плотное. Оно покрыто обширной горячей оболочкой. В некоторых случаях вес ядра составляет десятую часть от общей массы светила. Это приводит к истечению вещества из звёздного ядра. Этот процесс может начаться и из-за других обстоятельств:

После истечения вещества у звёзд начинает формироваться гелиевое ядро. Оно не участвует в термоядерных реакциях, что приводит к увеличению температуры до 2*10 8 К. Под воздействием высоких температурных показателей гелий начинает сливаться с углеродом. У звезды образуется новое углеродно-кислородное ядро. В результате описанных изменений температура, размер и масса ядра начинают постепенно увеличиваться. При этом само светило начинает сжиматься и угасать. На финальной стадии эволюции красный гигант становится белым карликом.

Что случится, когда Солнце станет красным гигантом?

Сейчас возраст Солнца составляет 4,5 миллиарда лет. Учёные сходятся во мнении, что ещё примерно столько же времени осталось до начала трансформации Солнца в красного гиганта. Через каждые 70-80 миллионов лет светимость звезды будет возрастать на 1%. Сейчас это никак не сказывается на жизни людей. Однако в будущем это станет серьёзной проблемой для человечества.

Вместе со светимостью возрастает и количество выделяемой тепловой энергии Солнца. Это приведёт к появлению парникового эффекта, который серьёзно повлияет на климат. Со временем у звезды выгорит водород и образуется ядро из гелия. Такие изменения приведут к тому, что Солнце увеличится в несколько раз и поглотит Меркурий с Венерой. По подсчётам учёных после выгорания водорода размер светила должен увеличиться в 250 раз.

Увеличение размеров будет сопровождаться стремительным уменьшением массы. Ежегодно Солнце будет терять 5000 тонн. Из-за этого Сатурн и Нептун лишатся всех лун. С неприятными изменениями столкнётся и наша планета. Жизнь на Земле станет невозможной. На ней исчезнет атмосфера, а все существующие сегодня океаны выкипят. Несмотря на такие изменения Земля сможет просуществовать ещё миллиард лет, после чего её поглотит Солнце.

Источник

Журнал «Все о Космосе»

Красный гигант

Красный гигант (иллюстрация)

Эволюционные треки звезд различных масс при образовании красных гигантов на диаграмме Герцшпрунга — Рассела

К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M класса светимости III, то есть с абсолютной звёздной величиной. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (Tph ≈ 3000—5000 K) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца. Однако полная светимость таких звёзд может достигать 10 5 —10 6 L☉, так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 10 4 —10 6 раз больше солнечной.

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

Звёзды в процессе своей эволюции могут достигать поздних спектральных классов и высоких светимостей на двух этапах своего развития: на стадии звездообразования и поздних стадиях эволюции.

Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы — этот этап длится от

10 3 лет для массивных звёзд с массами М ≈ 10 M☉ и до

10 8 лет для маломассивных звёзд с М ≈ 0,5 M☉. 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 (протон-протонный цикл, а для массивных звёзд также CNO-цикл), и молодая звезда выходит на главную последовательность.

На поздних стадиях эволюции звёзд после выгорания водорода в их недрах и образования «пассивного» (не участвующего в термоядерных реакциях) гелиевого ядра 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 М 10 M☉ — 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 ещё не началось, так как гелиевое 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.

Протопланетарная туманность Красный Прямоугольник: асимметричный выброс газопылевой материи красным гигантом

Высокая светимость красных гигантов в сочетании с огромной протяжённостью их атмосфер (радиусы в 10 2 —10 3 R☉) 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. Периодические колебания оболочек во многих случаях приобретают заметный с огромных расстояний масштаб: многие «старые» красные гиганты являются пульсационными переменными, 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.

Средняя плотность красных гигантов может быть в миллион раз меньше плотности воды (для сравнения, средняя плотность Солнца примерно равна плотности воды, 1 г/см3). При этом отношение средней плотности к плотности ядра может составлять 1:10 8 (у Солнца примерно 1:50). Около 10% массы красного гиганта приходится на его очень малое по размерам ядро, в котором (или в наружном слое которого) происходят термоядерные реакции; остальная часть массы звезды приходится на очень протяжённую оболочку, которая переносит выделившуюся в ядре энергию к поверхности.

На поверхности красных гигантов ускорение свободного падения очень невелико. Так, если звезда с массой, равной массе Солнца, превращается в красный гигант и увеличивает свой радиус до размеров орбиты Земли (1 а. е.), то ускорение свободного падения на её поверхности будет равно центростремительному орбитальному ускорению Земли, т. е. 0,6 см/с2, или 0,0006 g; для сравнения, ускорение свободного падения на поверхности Солнца равно 27,8 g. Низкая поверхностная гравитация и высокая светимость звезды способствуют потере вещества из её оболочки.

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия в pp-цикле и (для массивных звёзд) в CNO-цикле. Такое выгорание приводит к накоплению в центральных частях звезды гелия, который при сравнительно низких температурах и давлениях ещё не может вступать в термоядерные реакции. Прекращение энерговыделения в ядре звезды ведёт к сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности ядра. Рост температуры и плотности в звёздном ядре приводит 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 К кинетическая энергия ядер гелия становится достаточно высокой для преодоления кулоновского барьера между ядрами: два ядра гелия (альфа-частицы) могут сливаться с образованием крайне нестабильного изотопа бериллия 8Be:

4He + 4He = 8Be.
Бо́льшая часть 8Be, имеющего период полураспада всего6,7×10 −17 секунды, снова распадается на две альфа-частицы, но при столкновении 8Be с высокоэнергетической альфа-частицей может образоваться стабильное ядро углерода 12C:

8Be + 4He = 12C + 7,3 МэВ.
Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию Be8 (например, при температуре

10 8 К отношение концентраций 8 Be/ 4 He

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.

Начало тройной гелиевой реакции в вырожденных ядрах маломассивных (масса до

2,25 M☉) красных гигантов имеет взрывоподобный характер, что приводит к резкому, но очень кратковременному (

10 4 —10 5 лет) росту их светимости — гелиевой вспышке.

Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем CNO-цикл: 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 всё 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 (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.

Жизненный цикл Солнца

После этого температура и плотность в солнечном ядре повысятся настолько, что начнётся горение гелия, и гелий начнёт превращаться в углерод. Размеры Солнца вырастут как минимум в 200 раз, то есть почти до современной земной орбиты (0,93 а.е.) Меркурий и Венера, несмотря на сильную потерю массы Солнца к моменту перехода на стадию красного гиганта, будут им поглощены и полностью испарятся. Земля, если не разделит их судьбу, будет разогрета настолько, что шансов на сохранение жизни не будет никаких. Океаны же испарятся задолго до перехода Солнца на стадию красного гиганта, приблизительно через 1,1 миллиарда лет.

На стадии красного гиганта Солнце будет находиться приблизительно 100 миллионов лет, после чего превратится в планетарную туманность с белым карликом в центре; планетарная туманность рассеется в межзвёздной среде в течение нескольких тысячелетий, а белый карлик будет остывать в течение многих миллиардов лет.

Фотография Миры в ультрафиолете. «Хвост» звёздной атмосферы обусловлен влиянием звезды-компаньона

SR — полуправильные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса М с периодом от 20 дней до нескольких лет и вариациями блеска

3m (пример: Z Большой Медведицы).
SRc — полуправильные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса М (примеры: μ Цефея, Бетельгейзе, α Геркулеса).
Lb — неправильные медленные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса K, M, C, S (примеры: CO Cyg).
Lc — неправильные медленные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса M с вариациями блеска

Источник

Звезды красные гиганты — факты, которые нужно знать

Даже звезды умирают, но умирают красиво. Какие-то звезды взрываются (взрыв сверхновой), какие-то раздуваются, как воздушные шары, а какие-то превращаются в черные дыры.

Эта статья посвящена красным гигантам, которые раздуваются словно воздушные шары.

Звезды синтезируют водород в гелий в своем ядре (самом центре) и, следовательно, гелию некуда идти. После миллиардов лет реакции синтеза звезды накапливают огромное количество гелия в своих ядрах, и постепенно водород, составляющий звезду, медленно выгорает (мы имеем в виду, что он превращается в гелий).

Этапы эволюции звезды

Водород – это топливо, которое поддерживает жизнь звезд. Когда водород исчезает, звезды заканчивают свою жизнь. В течение всего этого срока, то есть, когда водород сливается с гелием, создается внешнее давление из-за реакции синтеза. Именно это внешнее давление удерживает звезды от коллапса из-за огромного притяжения в ядре звезд.

При отсутствии внешнего давления, звезды поддаются гравитационному притяжению своих ядер. С сильной гравитацией, звезды начинают сокращаться в своем собственном ядре. Итак, звезды становятся все плотнее и меньше.

С начала сжатия звезды постепенно нагреваются, потому что все больше и больше массы упаковывается во все меньшее и меньшее пространство. Постепенное повышение температуры в конечном итоге достигает точки, когда гелий, присутствующий в звездах, теперь может начать синтезироваться в атомы углерода и атомы кислорода.

Этот синтез гелия может начаться со внезапной и взрывной вспышки или может начаться постепенно и медленно. Как именно начнется синтез гелия зависит от массы звезды.

Опять же, реакция синтеза высвобождает энергию. Это огромное количество энергии, получаемой из-за слияния гелия с углеродом задерживается внутри и пытается выйти наружу. Это приводит к огромному повышению давления, которое, в свою очередь, начинает выталкивать наружу, что приводит к расширению звезд.

От размера звезды зависит ее состав и процессы, протекающие в его ядре

На этом этапе расширения – звезды начинают набухать. Они расширяются и расширяются, пока не станут массивными, их диаметр варьируется от 100 миллионов до 1 миллиарда километров. Другими словами, они увеличились в размерах примерно в 100-1000 раз в сравнении с их первоначальным размером.

После огромного набухания, энергия, которая создается из-за слияния гелия в углероде, теперь распространяется по большей площади поверхности. Поскольку давление больше не концентрируется на меньшей площади поверхности, то температура поверхности образованных гигантов равна более низкой.

Температура поверхности образовавшихся гигантов намного ниже, чем температура поверхности, которая была первоначально, когда они превращали водород в гелий. Фактически, теперь температура падает примерно до половины первоначальной температуры.

У красных гигантов температура поверхности в диапазоне от 2200 ° C (или 4000 ° F) до 3200 ° C (или 5800 ° F). В этом температурном диапазоне звезды кажутся желто-оранжевыми или ярко-красными по цвету и, следовательно, называются красными гигантами.

Некоторым красным гигантам все же удается оставить немного водорода во внешней оболочке, который продолжает плавиться в гелий, в то время как гелий в ядре продолжает синтезироваться в углерод.

Они продолжают синтезировать гелий в углерод еще около 1 миллиарда лет. Во время этого процесса гелий в своих ядрах продолжает сливаться с углеродом. Когда гелия больше не осталось для синтеза, звезды снова начинают сокращаться. Когда гелий внешней оболочки достигает ядра и воспламеняется, внешние слои в конечном счете раздуваются, как газовые облака.

Эти газовые облака известны, как планетарные туманности. Однако, несмотря на то, что внешние слои взрываются как планетарные туманности, их ядро ​​продолжает разрушаться, образуя в итоге белые карликовые звезды.

Что будет с нашим Солнцем? Неизбежное!

Оно превратится в красного гиганта. После чего поглотит и Меркурий, и Венеру. Некоторые ученые говорят, что на этом этапе Солнце может даже поглотить Землю. Другие говорят, что Солнце не поглотит нашу планету, но приблизится к нему близко и очень опасно. Как бы то ни было, жизни на Земле больше не будет.

Источник