КРА́СНЫЕ ГИГА́НТЫ И СВЕРХГИГА́НТЫ
-
Рубрика: Физика
-
-
Скопировать библиографическую ссылку:
КРА́СНЫЕ ГИГА́НТЫ И СВЕРХГИГА́НТЫ, звёзды с высокой светимостью [до 105– 106 светимостей Солнца (L☉)] и низкой эффективной темп-рой (3000–5000 К). Согласно Йерксской спектральной классификации, они относятся соответственно к спектральным классам K и M и классам светимости III и I (или 0 в случае наиболее массивных красных сверхгигантов – т. н. гипергигантов). Радиусы красных гигантов достигают сотен радиусов Солнца (R☉ ), а красных сверхгигантов – тысяч R☉. К. г. и с. излучают преим. в красной и ИК-областях спектра. Характерная особенность спектров К. г. и с. – присутствие линий излучения металлов, линий H и K Ca II, Ca I, молекулярных полос поглощения. К типичным красным гигантам относится Альдебаран (светимость ≈160L☉, радиус ≈25R☉), к красным сверхгигантам – Бетельгейзе (≈7·104L☉, ≈700R☉).
Звёзды попадают в область диаграммы Герцшпрунга – Рессела, занимаемую К. г. и с., в результате расширения их оболочек после выгорания в ядрах звёзд водорода (см. Эволюция звёзд). Красными гигантами становятся звёзды с массами от ≈1 массы Солнца (M☉) до ≈(8–10)M☉. В красные сверхгиганты превращаются звёзды с массами от ≈(8–10)M☉ до ≈40M☉. Первоначально К. г. и с. имеют гелиевые ядра, окружённые слоем, в котором происходит термоядерное горение водорода. Когда темп-ра в центре звезды Tc достигает ≈2·108 К, начинается горение гелия. Выгорание гелия приводит к образованию углеродно-кислородных ядер (рис.), окружённых двумя неустойчивыми слоями горения – гелиевым и водородным (т. н. гиганты асимптотической ветви). Вещество в ядрах красных гигантов вырождено.
Для К. г. и с. характерно интенсивное истечение вещества (звёздный ветер), поток которого может достигать 10–5– 10–4M☉ в год. Звёздный ветер возникает под действием давления излучения, пульсационной неустойчивости, ударных волн в коронах звёзд. Потеря вещества и его охлаждение могут приводить к возникновению огромных газово-пылевых околозвёздных оболочек, полностью поглощающих видимое излучение звёзд. Такие объекты излучают в ИК-диапазоне спектра (т. н. OH/IR-звёзды).
Горение водорода и гелия в слоевых источниках приводит к увеличению масс ядер звёзд; ядра сжимаются и Tc возрастает. Однако у красных гигантов с исходными массами ≲(8–10)M☉ потеря вещества приводит к тому, что массы их вырожденных углеродно-кислородных ядер не достигают значения, при котором возможно возгорание углерода, и они превращаются в белые карлики с массами ≲1,2M☉, пройдя стадию планетарной туманности. В ядрах более массивных звёзд последовательно выгорают углерод, кислород, неон, магний, кремний, и процесс нуклеосинтеза завершается образованием железных (56Fe) ядер c массой ≈ (1,5–2)M☉ , которые коллапсируют с образованием нейтронных звёзд или чёрных дыр. Коллапсирующие красные сверхгиганты проявляются в качестве сверхновых звёзд II типа. Время, которое звёзды проводят на стадии красных гигантов или красных сверхгигантов, составляет ок. 10% полного времени их жизни.
Среди К. г. и с. наблюдаются переменные звёзды разл. типов: мириды, полуправильные переменные и др. с периодами пульсаций от десятков суток до нескольких лет и вариациями блеска до нескольких звёздных величин. Пульсации могут быть как радиальными, так и нерадиальными. На пульсации могут налагаться распространяющиеся в оболочках звёзд ударные волны.
Звёзды с химич. составом, близким к солнечному, с исходными массами ≳40M☉ не достигают в ходе эволюции стадии красного сверхгиганта, поскольку уже на стадии горения водорода в ядре теряют б. ч. водородной оболочки и перемещаются в область диаграммы Герцшпрунга – Рессела, занимаемую горячими звёздами (с эффективной темп-рой до 105 К). Звезда может также покинуть область красных гигантов или сверхгигантов и переместиться в область более горячих звёзд, если она входит в состав тесной двойной системы и теряет оболочку в результате заполнения полости Роша.