КРА́СНЫЕ ГИГА́НТЫ И СВЕРХГИГА́НТЫ

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_☉).

Внутреннее строение красного гиганта: 1 – водородная оболочка; 2 – слой горения водорода; 3 – слой горения гелия; 4 – углеродно-кислородное ядро.

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 T_c 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 T_c 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.