Aqui: Новая страница: «:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''[https://bigenc.ru/physics/text/2107676 '…»

2022-01-30T19:00:50Z

Новая страница: «:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/physics/text/2107676 '…»

Новая страница

:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''<ref name="БРЭ">[https://bigenc.ru/physics/text/2107676 ''Юнгельсон Л. Р.'' КРАСНЫЕ ГИГАНТЫ И СВЕРХГИГАНТЫ // Большая российская энциклопедия. Электронная версия (2016); 30.01.2022.]</ref>

'''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 – так называемых гипергигантов). Радиусы красных гигантов достигают сотен радиусов Солнца (R☉), а красных сверхгигантов – тысяч R☉. Красные гиганты и сверхгиганты излучают преимущественно в красной и инфракрасной областях спектра. Характерная особенность спектров красных гигантов и сверхгигантов – присутствие линий излучения металлов, линий H и K Ca II, Ca I, молекулярных полос поглощения. К типичным красным гигантам относится [[Альдебаран]] (светимость ≈ 160 L☉, радиус ≈ 25 R☉), к красным сверхгигантам – [[Бетельгейзе]] (≈ 7·104 L☉, ≈ 700 R☉).

[[Файл:Внутреннее строение красного гиганта 17461.jpg|333px|мини|справа|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 красными гигантами и супергигантами, 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 ≈ 40 M☉. Первоначально красные гиганты и сверхгиганты имеют гелиевые ядра, окружённые слоем, в котором происходит термоядерное горение водорода. Когда температура 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 (так называемые гиганты асимптотической ветви). Вещество в ядрах красных гигантов вырождено.

Для красных гигантов и сверхгигантов характерно интенсивное истечение вещества ([[звёздный ветер]]), поток которого может достигать 10–5–10–4 M☉ 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 инфракрасном диапазоне спектра (так называемые 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 ≲1,2 M☉, 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 около 10% полного времени их жизни.

Среди красных гигантов и сверхгигантов наблюдаются переменные звёзды различных типов: мириды, полуправильные переменные и другие 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 химическим составом, близким к солнечному, с исходными массами ≳ 40 M☉ не достигают в ходе эволюции стадии красного сверхгиганта, поскольку уже на стадии горения водорода в ядре теряют большую часть водородной оболочки и перемещаются в область диаграммы Герцшпрунга – Рессела, занимаемую горячими звёздами (с эффективной температурой 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.

== Литература статьи Новой астрологической энциклопедии ==

* ''Зельдович Я. Б., Блинников С. И., Шакура Н. И.'' Физические основы строения и эволюции звезд. М., 1981.
* ''Засов А. В., Постнов К. А.'' Общая астрофизика. Фрязино, 2006.

== Примечания ==
{{примечания}}
[[Категория:Ревизия 2022.01.30]]
[[Категория:НАЭ]]
[[Категория:Э]]

Красные гиганты и сверхгиганты - История изменений

Aqui: Новая страница: «:'''''Источник статьи:''' Большая российская энциклопедия''[https://bigenc.ru/physics/text/2107676 '…»