Ветвь красных гигантов
Войти  |  Регистрация
Авторизация
» » Ветвь красных гигантов

Ветвь красных гигантов



Ветвь красных гигантов — стадия эволюции звёзд небольшой и средней массы. Эти звёзды являются гигантами поздних спектральных классов, поэтому на диаграмме Герцшпрунга — Рассела занимают определённую область, также называемую ветвью красных гигантов. У звёзд на стадии ветви красных гигантов наблюдается сильный звёздный ветер, некоторые из них переменны. Эти звёзды сжигают водород в оболочке вокруг ядра, постепенно увеличивая свой размер и светимость, а их ядра состоят из гелия, термоядерные реакции там не идут.

Звёзды переходят на эту стадию после стадии субгигантов, и, в зависимости от массы, по-разному завершают этот этап эволюции. Они могут перейти на горизонтальную ветвь или красное сгущение, могут оказаться на голубой петле, либо могут сбросить оболочку и стать белыми карликами. В будущем Солнце также окажется на этой стадии.

Характеристики

Звёзды на стадии ветви красных гигантов имеют низкие температуры, и, следовательно, поздние спектральные классы — в основном K и M. Светимости таких звёзд значительно больше, чем у звёзд главной последовательности тех же спектральных классов, а значит, и больше и радиус. Таким образом, они имеют класс светимости III и являются красными гигантами, а на диаграмме Герцшпрунга — Рассела занимают определённую область, также называемую ветвью красных гигантов. Звёзды на этой стадии имеют начальные массы не более 10 M⊙ и не менее 0,2—0,5 M⊙, что обусловлено ходом эволюции звёзд (см. ниже). Сама ветвь красных гигантов хорошо выражена в звёздных популяциях старше 1,5—2 миллиардов лет.

Эти звёзды имеют гелиевое ядро, в котором не происходят термоядерные реакции, и протяжённую конвективную оболочку. На границе этих областей происходит синтез гелия из водорода, в первую очередь посредством CNO-цикла.

Из расположенных рядом с Солнцем звёзд на ветви красных гигантов находится, например, Гакрукс.

Переменность

Звёзды на ветви красных гигантов, особенно наиболее яркие из них, нередко проявляют переменность.

Среди них часто встречаются долгопериодические переменные — разнородный класс пульсирующих переменных. К нему главным образом относятся звёзды ветви красных гигантов и асимптотической ветви гигантов. В них выделяют четыре группы, но все звёзды, проявляющие такую переменность, подчиняются соотношению между периодом пульсаций и средней светимостью вида M = α log ⁡ P + β {displaystyle M=alpha log P+eta } . Здесь M {displaystyle M} — абсолютная звёздная величина, P {displaystyle P} — период, а α {displaystyle alpha } и β {displaystyle eta } — коэффициенты, которые для разных групп таких звёзд отличаются, и могут отличаться и внутри этих групп.

Эволюция

Переход на ветвь красных гигантов

Звёзды, у которых в ядре прекратился термоядерный синтез гелия из водорода, покидают главную последовательность и переходят на ветвь субгигантов. На этой стадии синтез гелия идёт в слоевом источнике — оболочке вокруг инертного гелиевого ядра. После ветви субгигантов звезда переходит на ветвь красных гигантов, на которой также синтезирует гелий в слоевом источнике, но, в отличие от ветви субгигантов, на этой стадии звезда имеет протяжённую конвективную оболочку.

На ветвь красных гигантов попадают звёзды, согласно разным моделям, с начальными массами не менее 0,2—0,5 M⊙ — звёзды с меньшей массой полностью конвективны, и синтез гелия в ядре прекращается тогда, когда и во всей звезде исчерпывается водород. Максимальная масса для попадания на ветвь красных гигантов — 10 M⊙, так как при большей массе горение гелия в ядре звезды начинается раньше, чем звезда переходит на ветвь красных гигантов, в результате её эволюция также идёт по-другому. Кроме того, существует качественное различие между звёздами ветви красных гигантов больших и малых масс. При массе звезды более 2,5—3 M⊙ (точное значение зависит от химического состава) гелиевое ядро находится в состоянии, близком к идеальному, а при меньшей массе оно оказывается вырожденным. Это различие влияет на то, как именно завершится пребывание звезды на ветви красных гигантов.

Солнце попадёт на ветвь красных гигантов через 7,1 миллиарда лет. В начале этой стадии оно будет иметь радиус в 2,3 R⊙, светимость 2,7 L⊙ и температуру поверхности около 4900 K.

Эволюция на ветви красных гигантов

Пока звезда находится на ветви красных гигантов, её радиус и светимость увеличиваются, а температура лишь немного уменьшается. Этот процесс идёт одновременно со сжатием ядра из-за того, что в звезде должен выполняться и закон сохранения энергии, и теорема вириала, однако точный механизм связи этих процессов неизвестен. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда движется практически вертикально вверх, причём область высоких светимостей проходит довольно быстро: например, Солнцу из 600 миллионов лет, которые оно проведёт на ветви красных гигантов, понадобится около 450 миллионов лет, чтобы увеличить свою светимость до 17 L⊙. За оставшиеся 150 миллионов лет светимость Солнца увеличится до 2350 L⊙.

Масса гелиевого ядра возрастает, так как гелий постоянно образуется в слоевом источнике. Слоевой источник, в свою очередь, движется ко внешним слоям звезды и уменьшается: например, для звёзд небольшой массы в начале ветви красных гигантов в нём заключено 10−3 M⊙, а в конце — 10−4 M⊙. Пребывание звезды на ветви красных гигантов сопровождается значительной потерей массы, особенно когда светимость велика: для звезды с массой порядка солнечной её темп может доходить до 10−7 M⊙ в год, в то время как на данный момент Солнце теряет лишь 10−17 M⊙ в год.

Конвективная зона у звёзд на ветви красных гигантов со временем увеличивается и достигает всё большей глубины. В определённый момент она доходит до слоевого источника, где образуется гелий. Это приводит к выносу части гелия из недр звезды на поверхность, но через некоторое время конвективная зона начинает сужаться и вынос гелия во внешнюю оболочку прекращается. Это явление называется первым вычерпыванием, в результате него меняется содержание на поверхности и других элементов кроме гелия.

Кроме того, конвекция порождает резкий скачок содержания химических элементов в области максимальной глубины, до которой дошла конвективная зона. Когда слоевой источник проходит через область, где наблюдается этот скачок, звезда немного сжимается, а её светимость падает, после чего она снова начинает увеличиваться и становиться ярче. Это приводит к тому, что на диаграмме Герцшпрунга ― Рассела звезда трижды проходит практически один и тот же участок, в области которого задерживается на 20 % периода своего нахождения на ветви красных гигантов. Следовательно, звёзд на нём наблюдается больше, а в функции светимости звёзд ветви красных гигантов наблюдается пик. В англоязычной литературе этот пик имеет название red giant branch bump (букв. «бугорок красной ветви гигантов»).

Для звёзд с вырожденным ядром на ветви красных гигантов масса ядра и светимость звезды тесно связаны: чем больше масса ядра, тем больше светимость. Небольшое влияние также оказывает металличность звезды, а параметры оболочки практически не влияют на светимость, поскольку оболочка очень разрежена и мало меняет давление в слоевом источнике. С другой стороны, при прочих равных, чем больше масса оболочки, тем меньше радиус звезды, а значит, больше эффективная температура. Таким образом, потеря звездой массы приводит к тому, что на диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда сдвигается вправо.

Сход с ветви красных гигантов

Звёзды средней массы

В течение этой стадии ядра звёзд, более массивных, чем 2,5—3 M⊙ остаются невырожденными, поэтому на ветви красных гигантов они постепенно сжимаются, так как их масса превышает предел Шёнберга — Чандрасекара, и нагреваются. В результате сжатия температура в ядрах массивных звёзд повышается до 108 K, чего достаточно для начала тройной гелиевой реакции. Ядро прекращает сжиматься, а сама звезда сходит с ветви красных гигантов и переходит на голубую петлю.

Звёзды небольшой массы

У менее массивных звёзд сжатие практически не происходит, так как давление вырожденного газа препятствует ему. Вырожденный газ хорошо отводит температуру, а энергия из него дополнительно уносится излучением нейтрино, что замедляет нагрев ядра и откладывает начало горения гелия. В конечном итоге, когда температура всё же становится достаточно высокой для начала горения гелия, оно начинается взрывообразно — за несколько минут или часов проходит так называемая гелиевая вспышка. При ней выделяется очень большое количество энергии, в результате которого ядро нагревается и перестаёт быть вырожденным, после чего расширяется и снова охлаждается. Внешняя оболочка, напротив, сильно сжимается и увеличивает температуру. Этот процесс занимает около 104 лет, за это время на диаграмме Герцшпрунга — Рассела звезда быстро перемещается в область меньших светимостей и больших температур — она сходит с ветви красных гигантов и оказывается на горизонтальной ветви или красном сгущении.

У звёзд разной массы гелиевая вспышка происходит при практически одинаковой массе гелиевого ядра, равной 0,48—0,50 M⊙. С учётом связи её со светимостью, это приводит к тому, что звёзды с массами менее 1,8 M⊙ имеют практически одинаковые светимости непосредственно перед гелиевой вспышкой. Светимость звёзд на ней, в зависимости от металличности, составляет 2—3 тысячи L⊙. Это позволяет использовать вершину ветви красных гигантов как индикатор расстояния, в том числе и для других галактик.

На вершине ветви красных гигантов Солнце будет иметь светимость в 2350 L⊙, радиус в 166 R⊙ и температуру, равную 3100 K. Его масса будет составлять 0,72 M⊙, к этому моменту оно поглотит Меркурий.

Звёзды малой массы

Согласно некоторым моделям, существует диапазон масс, при котором звезда не полностью конвективна и переходит на ветвь красных гигантов, но оказывается недостаточно массивной, чтобы в ней произошла гелиевая вспышка. Такие звёзды, не доходя до вершины ветви красных гигантов, сбрасывают внешние оболочки и оставляют после себя гелиевый белый карлик.

История изучения

Термин «красный гигант» появился, когда в начале XX века Эйнар Герцшпрунг обнаружил, что звёзды одних и тех же спектральных классов могут иметь различные светимости, и особенно сильно это различие в поздних спектральных классах. Однако это понятие относится в целом к звёздам высокой светимости и поздних спектральных классов и включает в себя различные с физической точки зрения классы звёзд. Более детальное изучение красных гигантов началось позже, была открыта горизонтальная ветвь, а окончательно асимптотическая ветвь гигантов и ветвь красных гигантов были разделены в работе Хэлтона Арпа 1955 года.

Вместе с тем развивалась и теория эволюции звёзд. В 1954 году Аллан Сэндидж установил, что звёзды становятся красными гигантами после главной последовательности, после чего модели эволюции постепенно развивались и дополнялись.


Добавлено Admin 5-05-2021, 06:00 Просмотров: 18
Добавить комментарий
Ваше Имя:
Ваш E-Mail:
  • bowtiesmilelaughingblushsmileyrelaxedsmirk
    heart_eyeskissing_heartkissing_closed_eyesflushedrelievedsatisfiedgrin
    winkstuck_out_tongue_winking_eyestuck_out_tongue_closed_eyesgrinningkissingstuck_out_tonguesleeping
    worriedfrowninganguishedopen_mouthgrimacingconfusedhushed
    expressionlessunamusedsweat_smilesweatdisappointed_relievedwearypensive
    disappointedconfoundedfearfulcold_sweatperseverecrysob
    joyastonishedscreamtired_faceangryragetriumph
    sleepyyummasksunglassesdizzy_faceimpsmiling_imp
    neutral_faceno_mouthinnocent