Красные гиганты и сверхгиганты

Источник статьи: Большая российская энциклопедия

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_☉).

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 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 (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 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 ≲1,2 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.