Из Википедии, бесплатной энциклопедии
Перейти к навигации Перейти к поиску
Для использования в других целях, см Красный гигант (значения) .

Красный гигант является светящейся гигантской звездой с низкой или средней массы (примерно 0.3-8 солнечных массы ( M ☉ )) в поздней фазе звездной эволюции . Внешняя атмосфера надутая и разреженная, что делает радиус большим, а температуру поверхности около 5000 К (4700 ° C; 8 500 ° F) или ниже. Внешний вид красного гиганта варьируется от желто-оранжевого до красного, включая спектральные классы K и M, а также звезды класса S и большинство углеродных звезд .

Красные гиганты различаются по способу производства энергии:

Многие из хорошо известных ярких звезд являются красными гигантами, потому что они светящиеся и умеренно распространены. Звезда K0 RGB Арктур находится на расстоянии 36 световых лет от нас, а Gamma Crucis - ближайший гигант класса M на расстоянии 88 световых лет.

Характеристики [ править ]

Мира , переменная асимптотическая ветвь гигантов красный гигант

Красный гигант - это звезда, которая исчерпала запас водорода в своем ядре и начала термоядерный синтез водорода в оболочке, окружающей ядро. Их радиусы в десятки и сотни раз больше, чем у Солнца . Однако их внешняя оболочка имеет более низкую температуру, что придает им красновато-оранжевый оттенок. Несмотря на более низкую плотность энергии оболочки, красные гиганты во много раз ярче Солнца из-за своего большого размера. Звезды ветви красных гигантов имеют светимость почти в три тысячи раз больше, чем Солнце ( L ☉ ), спектральные классы K или M, имеют температуру поверхности 3000–4000 К и радиус примерно в 200 раз больше солнечного ( R ☉). Звезды на горизонтальной ветви более горячие, с небольшим диапазоном светимости около 75  л ☉ . Звезды ветви асимптотических гигантов варьируются от светимости, аналогичной яркости более ярких звезд ветви красных гигантов, до нескольких раз более ярких в конце фазы тепловых импульсов.

Среди асимптотических гигантских звезд ветвей принадлежат углеродные звездам типа CN и поздней CR, образующихся при углероде и другие элементы конвектируются на поверхность в то , что называется драгой вверх . [1] Первая выемка грунта происходит во время горения водородной оболочки на ветви красного гиганта, но не производит большого количества углерода на поверхности. Вторая, а иногда и третья, драгирование происходит во время горения гелиевой оболочки на ветви асимптотических гигантов и приводит к конвекции углерода на поверхность в достаточно массивных звездах.

Звездная конечность красного гиганта не имеет четких очертаний, в отличие от их изображения на многих иллюстрациях. Скорее, из-за очень низкой массовой плотности оболочки у таких звезд отсутствует четко определенная фотосфера , и тело звезды постепенно переходит в « корону ». [2] Самые холодные красные гиганты имеют сложные спектры с молекулярными линиями, эмиссионными особенностями и иногда мазерами, особенно от термически пульсирующих звезд AGB. [3] Наблюдения также предоставили доказательства наличия горячей хромосферы над фотосферой красных гигантов, [4] [5] [6], где исследование механизмов нагрева для формирования хромосфер требует трехмерного моделирования красных гигантов. [7]

Еще одна примечательная особенность красных гигантов заключается в том, что в отличие от звезд, подобных Солнцу, фотосферы которых имеют большое количество небольших конвективных ячеек ( солнечных гранул ), фотосферы красных гигантов, а также фотосферы красных сверхгигантов , имеют всего несколько крупных ячеек, т.е. особенности которых вызывают изменения яркости, столь общие для обоих типов звезд. [8]

Эволюция [ править ]

Основная статья: Звездная эволюция § Звезды среднего размера
Это изображение отслеживает жизнь Солнца -как звезды, от его рождения на левой стороне рамки ее эволюции в красный гигант на право после того, как миллиарды лет

Красные гиганты эволюционировали от главной последовательности звезд с массами в диапазоне от приблизительно 0,3  М ☉ до приблизительно 8  М ☉ . [9] Когда звезда первоначально формируется из коллапсирующего молекулярного облака в межзвездной среде , она содержит в основном водород и гелий со следовыми количествами « металлов » (в звездной структуре это просто относится к любому элементу, который не является водородом или гелием, т.е. атомный номер больше 2). Все эти элементы равномерно перемешаны по всей звезде. Звезда достигает главной последовательности, когда ядро ​​достигает температуры, достаточной для началаплавление водорода (несколько миллионов кельвинов) и устанавливает гидростатическое равновесие . В течение своей жизни на главной последовательности звезда медленно превращает водород в ядре в гелий; его жизнь в основной последовательности заканчивается, когда почти весь водород в активной зоне плавится. Для Солнца время жизни на главной последовательности составляет примерно 10 миллиардов лет. Более массивные звезды горят непропорционально быстрее и поэтому имеют более короткое время жизни, чем менее массивные звезды. [10]

Когда звезда исчерпывает водородное топливо в своем ядре, ядерные реакции больше не могут продолжаться, и поэтому ядро ​​начинает сжиматься под действием собственной гравитации. Это приносит дополнительный водород в зону, где температура и давление достаточны для возобновления синтеза в оболочке вокруг ядра. Оболочка, сжигающая водород, приводит к ситуации, которая была описана как принцип зеркала ; когда ядро ​​внутри оболочки сжимается, слои звезды за пределами оболочки должны расширяться. Детальные физические процессы, вызывающие это, сложны, но поведение необходимо для одновременного сохранения гравитационной и тепловой энергии.в звезду со структурой оболочки. Ядро сжимается и нагревается из-за отсутствия термоядерного синтеза, поэтому внешние слои звезды сильно расширяются, поглощая большую часть дополнительной энергии от термоядерного синтеза. Этот процесс охлаждения и расширения - это субгигантская звезда. Когда оболочка звезды Cools становится достаточно конвективная, звезда прекращает расширяться, ее светимость начинает увеличиваться, и звезда поднимается на красно-гигантская ветвь в диаграмме Герцшпрунга-Рассела (Н-Р) . [10] [11]

Мира А - старая звезда, уже сбрасывающая свои внешние слои в космос

Эволюционный путь звезды по ветви красных гигантов зависит от массы звезды. Для Солнца и звезд с размером менее примерно 2  M ☉ [12] ядро станет достаточно плотным, чтобы давление электронного вырождения предотвратило его дальнейший коллапс. Как только ядро выродится , оно будет продолжать нагреваться, пока не достигнет температуры примерно 10 8  К, достаточно горячей, чтобы начать плавление гелия с углеродом посредством процесса тройной альфа . Как только вырожденное ядро ​​достигнет этой температуры, все ядро ​​начнет синтез гелия почти одновременно в так называемой гелиевой вспышке . У более массивных звезд коллапсирующее ядро ​​достигнет 10 8 K до того, как он станет достаточно плотным, чтобы выродиться, поэтому синтез гелия начнется гораздо более плавно и не вызовет вспышки гелия. [10] Фаза слияния гелия ядра в жизни звезды называется горизонтальной ветвью в бедных металлами звездах, потому что эти звезды лежат на почти горизонтальной линии на диаграмме H – R многих звездных скоплений. Вместо этого богатые металлами звезды, плавящиеся гелием, лежат на так называемом красном сгустке на диаграмме H – R. [13]

Аналогичный процесс происходит, когда центральный гелий истощается, и звезда снова схлопывается, в результате чего гелий в оболочке начинает плавиться. В то же время водород может начать синтез в оболочке сразу за горящей гелиевой оболочкой. Это помещает звезду на асимптотическую ветвь гигантов , вторую фазу красных гигантов. [14] В результате синтеза гелия образуется углеродно-кислородное ядро. Звезда ниже 8  M ☉ никогда не начнет синтез в своем вырожденном углеродно-кислородном ядре. [12] Вместо этого в конце фазы асимптотической гигантской ветви звезда выбросит свои внешние слои, образуя планетарную туманность с обнаженным ядром звезды, в конечном итоге превратившись в белого карлика.. Выброс внешней массы и создание планетарной туманности, наконец, завершает фазу красных гигантов в эволюции звезды. [10] Фаза красных гигантов обычно длится всего около миллиарда лет для звезды с солнечной массой, почти все из которых тратится на ветвь красных гигантов. Фазы горизонтальной ветви и асимптотической ветви гиганта протекают в десятки раз быстрее.

Если звезда имеет от 0,2 до 0,5  M ☉ , [12] она достаточно массивна, чтобы стать красным гигантом, но не имеет достаточной массы, чтобы инициировать синтез гелия. [9] Эти "промежуточные" звезды несколько охлаждаются и увеличивают свою светимость, но никогда не достигают вершины ветви красных гигантов и вспышки гелиевого ядра. Когда подъем ветви красных гигантов заканчивается, они сдуваются со своих внешних слоев, как звезда постасимптотической ветви гигантов, а затем становятся белыми карликами.

Звезды, которые не становятся красными гигантами [ править ]

Звезды очень малой массы полностью конвективны [15] [16] и могут продолжать превращать водород в гелий до триллиона лет [17]пока лишь небольшая часть всей звезды не будет водородом. Светимость и температура в это время неуклонно возрастают, как и для более массивных звезд главной последовательности, но это время означает, что температура в конечном итоге увеличивается примерно на 50%, а светимость - примерно в 10 раз. В конце концов, уровень гелия увеличивается до такой степени, что звезда перестает быть полностью конвективной, а оставшийся водород, запертый в ядре, потребляется всего лишь через несколько миллиардов лет. В зависимости от массы температура и светимость продолжают увеличиваться в течение некоторого времени во время горения водородной оболочки, звезда может стать горячее, чем Солнце, и в десятки раз более яркой, чем когда она образовалась, хотя все еще не такой яркой, как Солнце. Спустя еще несколько миллиардов летони начинают становиться менее яркими и холодными, хотя горение водородной оболочки продолжается. Они становятся холодными гелиевыми белыми карликами.[9]

Звезды очень большой массы превращаются в сверхгигантов, которые следуют по эволюционному пути, который ведет их вперед и назад по горизонтали по диаграмме H – R, на правом конце составляя красные сверхгиганты . Обычно они заканчивают свою жизнь как сверхновые звезды II типа . Самые массивные звезды могут стать звездами Вольфа – Райе, вообще не становясь гигантами или сверхгигантами. [18] [19]

Планеты [ править ]

Красные гиганты с известными планетами: HD 208527 , HD 220074 M-типа и, по состоянию на февраль 2014 г., несколько десятков [20] известных K-гигантов, включая Pollux , Gamma Cephei и Iota Draconis .

Перспективы обитаемости [ править ]

Хотя традиционно было предложена эволюция звезды в красный гигант будет оказывать свою планетарную систему , если она присутствует, непригодные для жизни, некоторые исследования показывают , что в ходе эволюции 1  M ☉ звезд вдоль красного гиганта отрасли, он может затаить обитаемая зона в течение нескольких миллиардов лет на 2 астрономических единицах (а.е.), чтобы около 100 миллионов лет в 9 а.е., давая достаточно , возможно , время жизни развиваться на подходящем мире. После стадии красного гиганта у такой звезды будет зона обитаемости между 7 и 22 а.е. еще на один миллиард лет. [21] Более поздние исследования уточнили этот сценарий, показав, как для 1  M ☉Обитаемая зона длится от 100 миллионов лет для планеты с орбитой, подобной орбите Марса, до 210 миллионов лет для планеты, которая вращается на расстоянии Сатурна от Солнца, максимальное время (370 миллионов лет), соответствующее планетам, вращающимся на орбите расстояние до Юпитера . Однако для планет, вращающихся вокруг звезды 0,5  M ☉ по орбитам, эквивалентным орбитам Юпитера и Сатурна, они будут находиться в пригодной для жизни зоне в течение 5,8 и 2,1 млрд лет соответственно; для звезд более массивных, чем Солнце, времена значительно короче. [22]

Увеличение планет [ править ]

По состоянию на июнь 2014 года около звезд-гигантов было обнаружено пятьдесят планет-гигантов. Однако эти планеты-гиганты более массивны, чем планеты-гиганты, расположенные вокруг звезд солнечного типа. Это может быть связано с тем, что звезды-гиганты более массивны, чем Солнце (менее массивные звезды по-прежнему будут на главной последовательности и еще не станут гигантами), и ожидается, что более массивные звезды будут иметь более массивные планеты. Однако массы планет, обнаруженных вокруг звезд-гигантов, не коррелируют с массами звезд; следовательно, планеты могут расти в массе во время фазы красных гигантов звезд. Увеличение массы планеты может быть частично связано с аккрецией от звездного ветра, хотя гораздо больший эффект будет иметь полость Роша.переполнение, вызывающее перенос массы от звезды к планете, когда гигант расширяется на орбитальное расстояние планеты. [23]

Хорошо известные примеры [ править ]

Многие из хорошо известных ярких звезд являются красными гигантами, потому что они светящиеся и умеренно распространены. Переменная звезда ветви красных гигантов Gamma Crucis - ближайшая гигантская звезда M-класса на расстоянии 88 световых лет. [24] Арктур - ветвь красных гигантов K0 - находится на расстоянии 36 световых лет от нас. [25]

Ветка красных гигантов [ править ]

  • Альдебаран (α Тельца)
  • Арктур (α Bootis)
  • Гакрукс (γ Crucis)

Гиганты красных комков [ править ]

  • Хамал (α Arietis)
  • κ Персей
  • δ Андромеды [26]

Асимптотическая ветвь гигантов [ править ]

  • Мира (ο Кита)
  • χ Лебедь
  • α Геркулес

Солнце как красный гигант [ править ]

Текущий размер Солнца (теперь в главной последовательности ) по сравнению с его предполагаемым максимальным размером во время его фазы красного гиганта в будущем
Основная статья: Конец Солнца

Солнце выйдет из главной последовательности примерно через 5 миллиардов лет и начнет превращаться в красного гиганта. [27] [28] Как красный гигант, Солнце станет настолько большим, что поглотит Меркурий, Венеру и Землю. [28] [1]

Ссылки [ править ]

  1. ^ а б Бутройд, AI; Sackmann, I. -J. (1999). "Изотопы CNO: глубокая циркуляция в красных гигантах и ​​первый и второй драг-ап". Астрофизический журнал . 510 (1): 232–250. arXiv : astro-ph / 9512121 . Bibcode : 1999ApJ ... 510..232B . DOI : 10.1086 / 306546 . S2CID  561413 .
  2. ^ Suzuki, Такеру К. (2007). «Структурированные красные гигантские ветры с намагниченными горячими пузырьками и разделительной линией короны и холодного ветра». Астрофизический журнал . 659 (2): 1592–1610. arXiv : astro-ph / 0608195 . Bibcode : 2007ApJ ... 659.1592S . DOI : 10.1086 / 512600 . S2CID 13957448 . 
  3. ^ Habing, Harm J .; Олофссон, Ханс (2003). «Асимптотические звезды ветви гигантов». Асимптотические звезды-гиганты-ветки . Bibcode : 2003agbs.conf ..... H .
  4. Перейти ↑ Deutsch, AJ (1970). «Хромосферная активность в красных гигантах и ​​родственные явления». Ультрафиолетовые спектры звезд и связанные с ними наземные наблюдения . 36 : 199–208. Bibcode : 1970IAUS ... 36..199D . DOI : 10.1007 / 978-94-010-3293-3_33 . ISBN 978-94-010-3295-7.
  5. ^ Влеммингс, Воутер; Хури, Тео; О'Горман, Имон; Де Бек, Эльвир; Хамфрис, Элизабет; Ланкхаар, мальчик; Maercker, Матиас; Олофссон, Ханс; Рамштедт, София; Тафоя, Даниэль; Такигава, Аки (декабрь 2017 г.). «Разогретая ударом атмосфера асимптотической звезды-ветви гигантов, разрешенная ALMA». Природа Астрономия . 1 (12): 848–853. arXiv : 1711.01153 . Bibcode : 2017NatAs ... 1..848V . DOI : 10.1038 / s41550-017-0288-9 . ISSN 2397-3366 . S2CID 119393687 .  
  6. ^ О'Горман, E .; Харпер, GM; Охнака, К .; Feeney-Johansson, A .; Wilkeneit-Braun, K .; Браун, А .; Guinan, EF; Lim, J .; Ричардс, AMS; Ryde, N .; Влеммингс, WHT (июнь 2020 г.). «ALMA и VLA обнаруживают теплые хромосферы близлежащих красных сверхгигантов Антареса и Бетельгейзе». Астрономия и астрофизика . 638 : A65. arXiv : 2006.08023 . Bibcode : 2020A & A ... 638A..65O . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 202037756 . ISSN 0004-6361 . S2CID 219484950 .  
  7. ^ Ведемейер, Свен; Кучинскас, Арунас; Клевас, Йонас; Людвиг, Ханс-Гюнтер (1 октября 2017 г.). «Трехмерная гидродинамическая модель атмосферы звезд красных гигантов CO5BOLD - VI. Первая хромосферная модель гиганта позднего типа». Астрономия и астрофизика . 606 : A26. arXiv : 1705.09641 . Bibcode : 2017A&A ... 606A..26W . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201730405 . ISSN 0004-6361 . S2CID 119510487 .  
  8. ^ Шварцшильд, Мартин (1975). «В масштабе фотосферной конвекции у красных гигантов и сверхгигантов». Астрофизический журнал . 195 : 137–144. Bibcode : 1975ApJ ... 195..137S . DOI : 10.1086 / 153313 .
  9. ^ a b c Laughlin, G .; Bodenheimer, P .; Адамс, ФК (1997). «Конец основного сюжета» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997ApJ ... 482..420L . DOI : 10.1086 / 304125 .
  10. ^ a b c d Zeilik, Майкл А .; Грегори, Стефан А. (1998). Вводная астрономия и астрофизика (4-е изд.). Издательство колледжа Сондерс. С. 321–322. ISBN 0-03-006228-4.
  11. ^ Тьяго Л. Кампанте; Нуно К. Сантос; Марио JPFG Монтейро (3 ноября 2017 г.). Астеросейсмология и экзопланеты: прислушиваясь к звездам и ища новые миры: IV Азорская международная высшая школа космических наук . Springer. С. 99–. ISBN 978-3-319-59315-9.
  12. ^ a b c Fagotto, F .; Bressan, A .; Bertelli, G .; Хиози, К. (1994). «Эволюционные последовательности звездных моделей с новыми радиационными непрозрачностями. IV. Z = 0,004 и Z = 0,008». Серия дополнений к астрономии и астрофизике . 105 : 29. Bibcode : 1994A & AS..105 ... 29F .
  13. ^ Алвес, Дэвид Р .; Сарадждини, Ата (1999). «Возрастная светимость выступа на ветви красного гиганта, выступа на асимптотической ветви гиганта и красного выступа на горизонтальной ветви». Астрофизический журнал . 511 (1): 225–234. arXiv : astro-ph / 9808253 . Bibcode : 1999ApJ ... 511..225A . DOI : 10.1086 / 306655 . S2CID 18834541 . 
  14. ^ Sackmann, I. -J .; Бутройд, AI; Kraemer, KE (1993). «Наше Солнце. III. Настоящее и будущее». Астрофизический журнал . 418 : 457. Bibcode : 1993ApJ ... 418..457S . DOI : 10.1086 / 173407 .
  15. ^ Райнерс, А .; Басри, Г. (2009). «О магнитной топологии частично и полностью конвективных звезд». Астрономия и астрофизика . 496 (3): 787. arXiv : 0901.1659 . Бибкод : 2009A&A ... 496..787R . DOI : 10.1051 / 0004-6361: 200811450 . S2CID 15159121 . 
  16. ^ Брэйнерд, Джером Джеймс (16 февраля 2005). "Звезды основной последовательности" . Звезды . Зритель от астрофизики . Проверено 29 декабрь 2 006 .
  17. ^ Ричмонд, Майкл. «Поздние стадии эволюции маломассивных звезд» . Проверено 29 декабрь 2 006 .
  18. Перейти ↑ Crowther, PA (2007). «Физические свойства звезд Вольфа-Райе». Ежегодный обзор астрономии и астрофизики . 45 (1): 177–219. arXiv : astro-ph / 0610356 . Bibcode : 2007ARA & A..45..177C . DOI : 10.1146 / annurev.astro.45.051806.110615 . S2CID 1076292 . 
  19. ^ Жорж Мейне; Кирилл Георгий; Рафаэль Хирски; Андре Мейдер; и другие. (12–16 июля 2010 г.). Г. Рау; М. Де Беккер; Y. Nazé; Ж.-М. Vreux; и другие. (ред.). «Красные сверхгиганты, светящиеся синие переменные и звезды Вольфа-Райе: перспектива единственной массивной звезды». Société Royale des Sciences de Liège, Бюллетень (Труды 39-го Льежского астрофизического коллоквиума) . v1. Вассал. 80 (39): 266–278. arXiv : 1101,5873 . Bibcode : 2011BSRSL..80..266M .
  20. ^ http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/ExoTables/nph-exotbls?dataset=planets
  21. ^ Лопес, Бруно; Шнайдер, Жан; Данчи, Уильям К. (2005). «Может ли жизнь развиваться в расширенных жилых зонах вокруг звезд красных гигантов?». Астрофизический журнал . 627 (2): 974–985. arXiv : astro-ph / 0503520 . Bibcode : 2005ApJ ... 627..974L . DOI : 10.1086 / 430416 . S2CID 17075384 . 
  22. ^ Рамирес, Рамзес М .; Калтенеггер, Лиза (2016). «Обитаемые зоны звезд пост-основной последовательности». Астрофизический журнал . 823 (1): 6. arXiv : 1605.04924 . Bibcode : 2016ApJ ... 823 .... 6R . DOI : 10,3847 / 0004-637X / 823/1/6 . S2CID 119225201 . 
  23. ^ Джонс, Мичиган; Дженкинс, JS; Bluhm, P .; Rojo, P .; Мело, швейцарский франк (2014). «Свойства планет вокруг звезд-гигантов». Астрономия и астрофизика . 566 : A113. arXiv : 1406.0884 . Бибкод : 2014A & A ... 566A.113J . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201323345 . S2CID 118396750 . 
  24. ^ Ирландия, MJ; и другие. (Май 2004 г.). «Многоволновые диаметры близких Мирасов и полуправильные переменные». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 350 (1): 365–374. arXiv : astro-ph / 0402326 . Bibcode : 2004MNRAS.350..365I . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2004.07651.x . S2CID 15830460 . 
  25. ^ Abia, C .; Palmerini, S .; Буссо, М .; Кристалло, С. (2012). «Изотопные отношения углерода и кислорода в Арктуре и Альдебаране. Ограничение параметров неконвективного перемешивания на ветви красных гигантов». Астрономия и астрофизика . 548 : A55. arXiv : 1210,1160 . Bibcode : 2012A&A ... 548A..55A . DOI : 10.1051 / 0004-6361 / 201220148 . S2CID 56386673 . 
  26. ^ Алвес, Дэвид Р. (2000). «Калибровка светимости красного сгустка в K-диапазоне». Астрофизический журнал . 539 (2): 732–741. arXiv : astro-ph / 0003329 . Bibcode : 2000ApJ ... 539..732A . DOI : 10.1086 / 309278 . S2CID 16673121 . 
  27. ^ Нола Тейлор Редд. «Красные звезды-гиганты: факты, определение и будущее Солнца» . space.com . Проверено 20 февраля +2016 .
  28. ^ a b Schröder, K.-P .; Коннон Смит, Р. (2008). «Переосмысление далекого будущего Солнца и Земли». Ежемесячные уведомления Королевского астрономического общества . 386 (1): 155–163. arXiv : 0801.4031 . Bibcode : 2008MNRAS.386..155S . DOI : 10.1111 / j.1365-2966.2008.13022.x . S2CID 10073988 . 

Внешние ссылки [ править ]

СМИ, связанные с красными гигантами на Викискладе?