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 выработки энергии:
- Наиболее распространенные красные гиганты - звезды на ветви красных гигантов (RGB), которые все еще превращают водород в гелий в оболочке, окружающей инертное гелиевое ядро.
- красные сгустки звезд в прохладной половине горизонтальной ветви , превращающие гелий в углерод в своих ядрах посредством процесса тройной альфа
- звезды с асимптотической ветвью гигантов (AGB) с оболочкой, горящей гелием, за пределами вырожденного углеродно-кислородного ядра, и оболочкой, горящей водородом, сразу за ней.
Многие из хорошо известных ярких звезд являются красными гигантами, потому что они светятся и имеют умеренное распространение. 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
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 их 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 L ☉ . Звезды ветви асимптотических гигантов варьируются по светимости от 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 приводит к появлению большого количества углерода на поверхности. Вторая, а иногда и третья, драгирование происходит во время горения гелиевой оболочки на ветви асимптотических гигантов и приводит углерод к поверхности в достаточно массивных звездах.
Звездный край 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, а иногда и 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 образования 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
Красные гиганты эволюционировали от главной последовательности звезд с массами в диапазоне от приблизительно 0,3 М ☉ до приблизительно 8 М ☉ . [9] Когда звезда первоначально образуется 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, не являющемуся 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 начала плавления водорода (несколько миллионов кельвинов) и установления гидростатического равновесия . 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, описанной 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 звезде с оболочечной структурой. 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]
Эволюционный путь звезды по ветви красных гигантов зависит от массы звезды. Для Солнца и звезд с размером менее 2 M ☉ [12] ядро станет достаточно плотным, чтобы давление вырождения электронов предотвратило его дальнейшее коллапсирование. Как только ядро выродится , оно будет продолжать нагреваться до тех пор, пока не достигнет температуры примерно 10 8 К, достаточно горячей, чтобы начать плавление гелия с углеродом посредством процесса тройного альфа . Как только вырожденное ядро достигнет этой температуры, все ядро начнет синтез гелия почти одновременно в так называемой гелиевой вспышке . В более массивных звездах коллапсирующее ядро достигнет 10 8 К, прежде чем станет достаточно плотным, чтобы выродиться, поэтому синтез гелия начнется гораздо более плавно и не вызовет гелиевой вспышки. [10] Фаза слияния ядра гелия 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 с плавлением гелия расположены 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 восхождение ветви красных гигантов заканчивается, они сдуваются со своих внешних слоев, подобно звезде постасимптотической ветви гигантов, а затем становятся белыми карликами.
Звезды, которые не становятся красными гигантами
Звезды очень малой массы полностью конвективны [15] [16] и могут продолжать превращать водород в гелий до триллиона лет [17], пока водородом не станет лишь небольшая часть всей звезды. Светимость и температура в это время неуклонно увеличиваются, 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 точки, когда звезда перестает быть полностью конвективной, а оставшийся водород, запертый в ядре, потребляется всего за 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 и не такой яркой, как Солнце. Спустя еще несколько миллиардов лет они начинают становиться менее яркими и холодными, несмотря на то, что горение водородной оболочки продолжается. Они становятся холодными гелиевыми белыми карликами. [9]
Звезды очень большой массы развиваются в сверхгигантов, которые следуют по эволюционному пути, который ведет их назад и вперед по горизонтали по диаграмме H – R, на правом конце составляя красные сверхгиганты . Обычно они заканчивают свою жизнь как сверхновые типа II . Самые массивные звезды могут стать звездами Вольфа – Райе, вообще не становясь гигантами или сверхгигантами. [18] [19]
Планеты
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
Хотя традиционно предполагалось, что эволюция звезды в красного гиганта сделает ее планетную систему , если она есть, непригодной для жизни, некоторые исследования показывают, что во время эволюции звезды 1 M ☉ вдоль ветви красного гиганта она могла содержать 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 обитаемая зона между 7 и 22 а.е. в течение еще одного миллиарда лет. [21] Более поздние исследования уточнили этот сценарий, показывающий , как для 1 М ☉ звезды обитаемой зоны длится от 100 миллионов лет для планеты с орбитой , подобного Марс до 210 миллионов лет для одного , что орбиты на Сатурне расстоянии «s до Солнца, максимальное время (370 миллионов лет), соответствующее планетам, вращающимся на расстоянии Юпитера . Однако планеты, вращающиеся вокруг звезды 0,5 M ☉ по орбитам, эквивалентным орбитам Юпитера и Сатурна, будут находиться в обитаемой зоне в течение 5,8 и 2,1 миллиарда лет соответственно; для звезд более массивных, чем Солнце, времена значительно короче. [22]
Увеличение планет
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 все еще 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 заключаться в переполнении полости Роша, вызывающем перенос массы от звезды к планете, когда гигант расширяется на орбитальное расстояние планеты. [23]
Хорошо известные примеры
Многие из хорошо известных ярких звезд являются красными гигантами, потому что они светятся и имеют умеренное распространение. 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 красного гиганта
- Альдебаран (α Тельца)
- Арктур (α Bootis)
- Гакрукс (γ Crucis)
Гиганты с красным комком
- Хамал (α Arietis)
- κ Персей
- δ Андромеды [26]
Асимптотическая ветвь гигантов
- Мира (ο Кита)
- χ Лебедь
- α Геркулес
Солнце как красный гигант
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, возможно, Землю. [29]
Рекомендации
- ^ 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 .
- ^ Судзуки, 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 .
- ^ Habing, Harm J .; Олофссон, Ханс (2003). «Асимптотические звезды ветви гигантов». Асимптотические звезды-гиганты-ветки . Bibcode : 2003agbs.conf ..... H .
- ^ Дойч, AJ (1970). «Хромосферная активность в красных гигантах и связанные с ней 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.
- ^ 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.). «Нагретая 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 .
- ^ O'Gorman, 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ а б в Laughlin, G .; Bodenheimer, P .; Адамс, ФК (1997). «Конец основного сюжета» . Астрофизический журнал . 482 (1): 420–432. Bibcode : 1997ApJ ... 482..420L . DOI : 10.1086 / 304125 .
- ^ а б в г Zeilik, Michael A .; Грегори, Стефан А. (1998). Вводная астрономия и астрофизика (4-е изд.). Издательство Колледжа Сондерса. С. 321–322. ISBN 0-03-006228-4.
- ^ 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.
- ^ а б в Fagotto, F .; Bressan, A .; Бертелли, 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 .
- ^ Алвес, Дэвид Р .; Сарадждини, Ата (1999). «Зависимая от возраста светимости 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ Брейнерд, Джером Джеймс (16 февраля 2005 г.). "Звезды основной последовательности" . Звезды . Зритель от астрофизики . Проверено 29 декабря 2006 года .
- ^ Ричмонд, Майкл. «Поздние стадии эволюции маломассивных звезд» . Проверено 29 декабря 2006 года .
- ^ Кроутер, Пенсильвания (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 .
- ^ Жорж Мейне; Кирилл Георгий; Рафаэль Хирши; 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 .
- ^ http://exoplanetarchive.ipac.caltech.edu/cgi-bin/ExoTables/nph-exotbls?dataset=planets
- ^ Лопес, Бруно; Шнайдер, Жан; Данчи, Уильям К. (2005). «Может ли жизнь развиваться в расширенных жилых зонах вокруг красных гигантских звезд?». Астрофизический журнал . 627 (2): 974–985. arXiv : astro-ph / 0503520 . Bibcode : 2005ApJ ... 627..974L . DOI : 10.1086 / 430416 . S2CID 17075384 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ 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 .
- ^ Алвес, Дэвид Р. (2000). «Калибровка светимости красных сгустков в K-диапазоне». Астрофизический журнал . 539 (2): 732–741. arXiv : astro-ph / 0003329 . Bibcode : 2000ApJ ... 539..732A . DOI : 10.1086 / 309278 . S2CID 16673121 .
- ^ Нола Тейлор Редд. «Красные звезды-гиганты: факты, определение и будущее Солнца» . space.com . Проверено 20 февраля +2016 .
- ^ 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 .
- ^ Сигел, Итан (8 февраля 2020 г.). «Спросите Итана: Земля в конце концов поглотит Солнце?» . Forbes . Проверено 12 марта 2021 года .
Внешние ссылки
СМИ, связанные с красными гигантами на Викискладе?