Красный гигант — Red giant
Красный гигант является светящейся гигантской звездой с низкой или средней массы (примерно 0.3-8 солнечных массы ( M ☉ )) в поздней фазе звездной эволюции . Внешняя атмосфера надутая и разреженная, что делает радиус большим, а температуру поверхности около 5000 К (4700 ° C; 8 500 ° F) или ниже. Внешний вид красного гиганта варьируется от желто-оранжевого до красного, включая спектральные классы K и M, а также звезды класса S и большинство углеродных звезд .
Красные гиганты различаются по способу выработки энергии:
- Наиболее распространенные красные гиганты — звезды на ветви красных гигантов (RGB), которые все еще превращают водород в гелий в оболочке, окружающей инертное гелиевое ядро.
- красные сгустки звезд в прохладной половине горизонтальной ветви , сливающие гелий с углеродом в их ядрах посредством процесса тройной альфа
- звезды с асимптотической ветвью гигантов (AGB) с оболочкой, горящей гелием, за пределами вырожденного углеродно-кислородного ядра, и оболочкой, горящей водородом, сразу за ней.
Многие из хорошо известных ярких звезд — красные гиганты, потому что они светятся и имеют умеренное распространение. Звезда K0 RGB Арктур находится в 36 световых годах от нас, а Gamma Crucis — ближайший гигант класса M на расстоянии 88 световых лет.
СОДЕРЖАНИЕ
Характеристики
Красный гигант — это звезда, которая исчерпала запас водорода в своем ядре и начала термоядерный синтез водорода в оболочке, окружающей ядро. Их радиусы в десятки и сотни раз больше, чем у Солнца . Однако их внешняя оболочка имеет более низкую температуру, что придает им красновато-оранжевый оттенок. Несмотря на более низкую плотность энергии их оболочки, красные гиганты во много раз ярче Солнца из-за своего большого размера. Звезды ветви красных гигантов имеют светимость почти в три тысячи раз больше, чем Солнце ( L ☉ ), спектральные классы K или M, имеют температуру поверхности 3000–4000 К и радиус примерно в 200 раз больше солнечного ( R ☉ ). Звезды на горизонтальной ветви горячее, только с небольшим диапазоном яркостей около 75 л ☉ . Звезды ветви асимптотических гигантов варьируются от светимости, аналогичной яркости более ярких звезд ветви красных гигантов, до нескольких раз более ярких в конце фазы тепловых импульсов.
Среди асимптотических гигантских звезд ветвей принадлежат углеродные звездам типа CN и поздней CR, образующихся при углероде и другие элементы конвектируются на поверхность в то , что называется драгой вверх . Первая выемка грунта происходит во время горения водородной оболочки на ветви красного гиганта, но не приводит к появлению большого количества углерода на поверхности. Вторая, а иногда и третья, драгирование происходит во время горения гелиевой оболочки на ветви асимптотических гигантов и приводит к конвекции углерода на поверхность в достаточно массивных звездах.
Звездный край красного гиганта не имеет четких очертаний, в отличие от их изображения на многих иллюстрациях. Скорее, из-за очень низкой массовой плотности оболочки у таких звезд отсутствует четко определенная фотосфера , и тело звезды постепенно переходит в « корону ». Самые холодные красные гиганты имеют сложные спектры с молекулярными линиями, эмиссионными особенностями, а иногда и мазерами, особенно от термически пульсирующих звезд AGB. Наблюдения также предоставили доказательства наличия горячей хромосферы над фотосферой красных гигантов, где исследование механизмов нагрева для формирования хромосфер требует трехмерного моделирования красных гигантов.
Еще одна примечательная особенность красных гигантов заключается в том, что, в отличие от звезд, подобных Солнцу, фотосферы которых имеют большое количество мелких конвективных ячеек ( солнечных гранул ), фотосферы красных гигантов, а также фотосферы красных сверхгигантов , имеют всего несколько крупных ячеек, т.е. особенности которых вызывают изменения яркости, столь общие для обоих типов звезд.
Эволюция
Красные гиганты эволюционировали от главной последовательности звезд с массами в диапазоне от приблизительно 0,3 М ☉ до приблизительно 8 М ☉ . Когда звезда первоначально образуется из коллапсирующего молекулярного облака в межзвездной среде , она содержит в основном водород и гелий со следами « металлов » (в звездной структуре это просто относится к любому элементу, который не является водородом или гелием, то есть атомный номер больше чем 2). Все эти элементы равномерно перемешаны по всей звезде. Звезда достигает главной последовательности, когда ядро достигает температуры, достаточной для начала плавления водорода (несколько миллионов кельвинов) и установления гидростатического равновесия . В течение своей жизни на главной последовательности звезда медленно превращает водород в ядре в гелий; его жизнь в основной последовательности заканчивается, когда почти весь водород в активной зоне плавится. Для Солнца время жизни на главной последовательности составляет примерно 10 миллиардов лет. Более массивные звезды горят непропорционально быстрее и поэтому имеют более короткое время жизни, чем менее массивные звезды.
Когда звезда истощает водородное топливо в своем ядре, ядерные реакции больше не могут продолжаться, и поэтому ядро начинает сжиматься под действием собственной гравитации. Это приносит дополнительный водород в зону, где температура и давление достаточны для возобновления синтеза в оболочке вокруг ядра. Оболочка, сжигающая водород, приводит к ситуации, которая была описана как принцип зеркала ; когда ядро внутри оболочки сжимается, слои звезды за пределами оболочки должны расширяться. Детальные физические процессы, вызывающие это, сложны, но поведение необходимо для одновременного сохранения гравитационной и тепловой энергии в звезде с оболочечной структурой. Ядро сжимается и нагревается из-за отсутствия термоядерного синтеза, поэтому внешние слои звезды сильно расширяются, поглощая большую часть дополнительной энергии от термоядерного синтеза. Этот процесс охлаждения и расширения — это субгигантская звезда. Когда оболочка звезды Cools становится достаточно конвективная, звезда прекращает расширяться, ее светимость начинает увеличиваться, и звезда поднимается на красно-гигантская ветвь в диаграмме Герцшпрунга-Рассела (Н-Р) .
Эволюционный путь звезды по ветви красных гигантов зависит от массы звезды. Для Солнца и звезд меньше , чем примерно 2 М ☉ ядро будет достаточно плотной , что электрон давление вырождения будет предотвратить его от разрушения в дальнейшем. Как только ядро выродится , оно будет продолжать нагреваться до тех пор, пока не достигнет температуры примерно 10 8 К, достаточно горячей, чтобы начать плавление гелия с углеродом посредством процесса тройного альфа . Как только вырожденное ядро достигнет этой температуры, все ядро начнет синтез гелия почти одновременно в так называемой гелиевой вспышке . В более массивных звездах коллапсирующее ядро достигнет 10 8 К, прежде чем станет достаточно плотным, чтобы выродиться, поэтому синтез гелия начнется гораздо более плавно и не вызовет гелиевой вспышки. Фаза слияния гелия в ядре звезды называется горизонтальной ветвью в бедных металлами звездах, потому что эти звезды лежат на почти горизонтальной линии на диаграмме H – R многих звездных скоплений. Вместо этого богатые металлами звезды с плавлением гелия расположены на так называемом красном сгустке на диаграмме H – R.
Аналогичный процесс происходит, когда центральный гелий истощается, и звезда снова схлопывается, в результате чего гелий в оболочке начинает плавиться. В то же время водород может начать синтез в оболочке сразу за горящей гелиевой оболочкой. Это помещает звезду на асимптотическую ветвь гигантов , вторую фазу красных гигантов. В результате синтеза гелия образуется углеродно-кислородное ядро. Звезда ниже 8 M ☉ никогда не начнет синтез в своем вырожденном углеродно-кислородном ядре. Вместо этого в конце фазы асимптотической ветви гигантов звезда выбросит свои внешние слои, образуя планетарную туманность с обнаженным ядром звезды, в конечном итоге превратившись в белого карлика . Выброс внешней массы и создание планетарной туманности, наконец, завершает фазу красных гигантов в эволюции звезды. Фаза красных гигантов обычно длится всего около миллиарда лет для звезды с солнечной массой, почти все из которых тратится на ветвь красных гигантов. Фазы горизонтальной ветви и асимптотической ветви гиганта протекают в десятки раз быстрее.
Если звезда имеет от 0,2 до 0,5 M ☉ , она достаточно массивна, чтобы стать красным гигантом, но не имеет достаточной массы, чтобы инициировать синтез гелия. Эти «промежуточные» звезды несколько охлаждаются и увеличивают свою светимость, но никогда не достигают вершины ветви красных гигантов и вспышки гелиевого ядра. Когда подъем ветви красных гигантов заканчивается, они сдуваются со своих внешних слоев, подобно звезде постасимптотической ветви гигантов, а затем становятся белыми карликами.
Звезды, которые не становятся красными гигантами
Звезды с очень малой массой полностью конвективны и могут продолжать превращать водород в гелий до триллиона лет, пока водородом не станет лишь небольшая часть всей звезды. Светимость и температура в это время неуклонно увеличиваются, как и для более массивных звезд главной последовательности, но это время означает, что температура в конечном итоге увеличивается примерно на 50%, а светимость — примерно в 10 раз. В конце концов уровень гелия увеличивается до точки, когда звезда перестает быть полностью конвективной, а оставшийся водород, запертый в ядре, потребляется всего за несколько миллиардов лет. В зависимости от массы температура и светимость продолжают увеличиваться в течение некоторого времени во время горения водородной оболочки, звезда может стать горячее, чем Солнце, и в десятки раз более яркой, чем когда она образовалась, хотя и не такой яркой, как Солнце. Спустя еще несколько миллиардов лет они начинают становиться менее яркими и холодными, хотя горение водородной оболочки продолжается. Они становятся холодными гелиевыми белыми карликами.
Звезды очень большой массы развиваются в сверхгигантов, которые следуют по эволюционному пути, который ведет их назад и вперед по горизонтали по диаграмме H – R, на правом конце составляя красные сверхгиганты . Обычно они заканчивают свою жизнь как сверхновые типа II . Самые массивные звезды могут стать звездами Вольфа – Райе, вообще не становясь гигантами или сверхгигантами.
Планеты
Красные гиганты с известными планетами: HD 208527 , HD 220074 M-типа и, по состоянию на февраль 2014 г., несколько десятков известных K-гигантов, включая Pollux , Gamma Cephei и Iota Draconis .
Перспективы обитаемости
Хотя традиционно было предложена эволюция звезды в красный гигант будет оказывать свою планетарную систему , если она присутствует, непригодные для жизни, некоторые исследования показывают , что в ходе эволюции 1 M ☉ звезд вдоль красного гиганта отрасли, он может затаить обитаемая зона в течение нескольких миллиардов лет на 2 астрономических единицах (а.е.), чтобы около 100 миллионов лет в 9 а.е., давая достаточно , возможно , время жизни развиваться на подходящем мире. После стадии красного гиганта у такой звезды будет обитаемая зона между 7 и 22 а.е. в течение еще одного миллиарда лет. Более поздние исследования уточнили этот сценарий, показав, как для звезды 1 M ☉ обитаемая зона длится от 100 миллионов лет для планеты с орбитой, подобной орбите Марса, до 210 миллионов лет для планеты, которая вращается на расстоянии Сатурна от Солнца. , максимальное время (370 миллионов лет), соответствующее планетам, вращающимся на расстоянии Юпитера . Однако планеты, вращающиеся вокруг звезды 0,5 M ☉ по орбитам, эквивалентным орбитам Юпитера и Сатурна, будут находиться в обитаемой зоне в течение 5,8 и 2,1 миллиарда лет соответственно; для звезд более массивных, чем Солнце, времена значительно короче.
Увеличение планет
По состоянию на июнь 2014 года около звезд-гигантов было обнаружено пятьдесят планет-гигантов. Однако эти планеты-гиганты более массивны, чем планеты-гиганты, расположенные вокруг звезд солнечного типа. Это может быть связано с тем, что звезды-гиганты более массивны, чем Солнце (менее массивные звезды все еще будут на главной последовательности и еще не станут гигантами), и ожидается, что более массивные звезды будут иметь более массивные планеты. Однако массы планет, обнаруженных вокруг звезд-гигантов, не коррелируют с массами звезд; следовательно, планеты могут расти в массе во время фазы красных гигантов звезд. Рост массы планеты может быть частично из-за аккреции от звездного ветра, хотя гораздо больший эффект будет вызван переполнением полости Роша, вызывающим перенос массы от звезды к планете, когда гигант расширяется до орбитального расстояния планеты.
Хорошо известные примеры
Многие из хорошо известных ярких звезд — красные гиганты, потому что они светятся и имеют умеренное распространение. Переменная звезда ветви красных гигантов Gamma Crucis — ближайшая гигантская звезда M-класса на расстоянии 88 световых лет. Арктур — ветвь красных гигантов K0 — находится на расстоянии 36 световых лет от нас.
Источник
Красный гигант или как стареют небесные звезды
Наблюдателю с Земли все звезды кажутся одинаковыми мерцающими точками, которые отличаются друг от друга только своей яркостью. В действительности небо устроено гораздо сложнее. Сегодня ученым известно множество типов звезд, отличающихся размером, температурой и излучаемым светом. Они рождаются, проживают интересную и долгую жизнь, длящуюся миллиарды лет, а затем умирают или превращаются в черные дыры. Однако перед окончательным угасанием светила, проходят удивительные метаморфозы — они кардинально меняют свой облик.
На завершающих стадиях своей эволюции звезды превращаются в красных гигантов или сверхгигантов — объекты, чей радиус в сотни раз превышает солнечный. Примерами таких «престарелых» звезд могут служить Мира, Арктур, Альдебаран и Гакрукс. На диаграмме Герцшпрунга — Рассела большинство звезд данного класса находятся на ветви красных гигантов. Они имеют значительную светимость, а также очень протяженные и обширные оболочки.
Солнце также превратится в красного гиганта, после чего жизнь на нашей планете станет невозможной. Но произойдет это через несколько миллиардов лет, так что у человечества есть время основательно подготовиться и найти себе новый дом во Вселенной.
Как появляются звезды-гиганты или немного о небесной эволюции
Астрономам известно множество звезд различных типов: горячих и холодных, больших и маленьких. Для классификации этих небесных объектов используются их абсолютные величины и спектральные характеристики. Спектр дает представление не только о температуре, но и о химическом составе небесного объекта.
В 1910 году ученые Эйнар Герцшпрунг и Генри Рассел, независимо друг от друга разработали диаграмму, значительно упрощающую классификацию звездных объектов и дающую четкое представление об этапах их развития. Кроме того, она наглядно демонстрирует взаимную зависимость спектрального класса, звездной величины и светимости.
Звезды расположены на данной диаграмме не хаотично, а образуют четко выраженные участки. 90% от их общего количества находятся в области, которую называют главной последовательностью. Кроме нее, на диаграмме существует область красных гигантов и сверхгигантов, в которой расположены светила, находящиеся на завершающем этапе своей эволюции.
Данный феномен очень просто объяснить: большую часть жизни звезда получает энергию от реакций, протекающих в ее центральной области. Это протон-протонный цикл, а для массивных звезд — CNO-цикл. После прекращения термоядерных реакций формируется гелиевое ядро, и звезда становится красным гигантом.
Дальнейшая судьба светила зависит от его массы. Если она меньше десяти солнечных, то звезда превращается в красного гиганта, а затем в сверхгиганта, но если больше, то сразу в сверхгиганта. Существует и промежуточный этап – стадия субгиганта, во время которой горение гелия еще не началось, а слияние в ядре водорода уже не происходит.
Но и это еще не финал. Стадия красного гиганта относительно коротка: она занимает примерно десятую часть от общего времени существования светила.
«Юные» гиганты
Объекты в процессе звездной эволюции могут достигать поздних спектральных классов не только на завершающих этапах своей жизни. Образование красного гиганта возможно и в начальный период звездообразования. На этом этапе излучение происходит за счет энергии гравитации, которая образуется при сжатии объекта. Продолжительность данной фазы находится в прямой зависимости от размера и массы звезды: если она больше десяти солнечных масс, то стадия красного гиганта продолжается примерно 103 лет, а для небольших звезд он составляет приблизительно 108 года.
Сжатие уменьшает площадь и повышает ее температуру, что существенно снижает светимость. В конце концов, в недрах объекта зажигаются термоядерные реакции, и молодая звезда выходит на главную последовательность. Несмотря на большое сходство между «юными» и «пожилыми» гигантами, астрономы обычно применяют подобное обозначение для объектов, которые в процессе своей эволюции дошли до поздних этапов. Объекты в период звездообразования обобщенно называются протозвездами. Примером может служить Т Тельца.
Описание и общие характеристики
Красные гиганты – это звезды, относящиеся к спектральным классам К и М, с классом светимости III. Их абсолютная звездная величина составляет 0m ≥ Mv ≥ -3m. Температура поверхности подобных объектов невелика – она не превышает 5 тыс. K, однако, внушительные размеры делают их весьма заметными на небосклоне. Характерный радиус подобных объектов в 100-800 раз превосходит солнечный, по площади поверхности они в 104-106 раза больше нашей звезды. Именно сочетание большой светимости и невысокой температуры является основной характеристикой красных гигантов.
Температура оболочки звезд этого класса приблизительно равна уровню нагрева нити лампы накаливания, поэтому их свет ближе не к красному, а к желтому или охристому цвету. Характерной особенностью является присутствие в спектре излучений металлов и молекулярных полос: сравнительно небольшая температура фотосферы позволяет молекулам сохранять устойчивость.
Плотность красных гигантов относительно мала – иногда она меньше в несколько миллионов раз, чем у солнечного вещества. Звезды этого класса имеют горячее плотное ядро и очень обширную оболочку. На небольшое ядро приходится приблизительно 10% от общего веса объекта. Такое строение приводит к значительному истечению вещества и стремительному уменьшению массы. В год она может достигать 10−6—10−5 M☉.
Данному процессу способствует ряд обстоятельств:
- Значительная протяженность оболочек гигантов и их высокая светимость практически выравнивает силу тяготения и давление в фотосфере, что приводит к истечению вещества;
- Оболочки, которые лежат ниже, слабо прозрачны для электромагнитного излучения, что запускает механизм энергопереноса, основанный на конвекции;
- Из-за большой протяженности начинаются колебательные процессы, которые нередко изменяют тепловой режим. Сегодня астрономы имеют фотографии туманностей, доказывающие наличие подобных колебаний.
На первом этапе после исчерпания водорода формируется гелиевое ядро, которое не принимает участия в термоядерных реакциях – горение водорода продолжается в слое, окружающем его. Когда температура достигает значения 2*108 К, стартует слияние гелия (тройной альфа-процесс) с образованием углерода. После выгорания гелия, в недрах звезды формируется кислородно-углеродное ядро с вырожденным веществом и двумя неустойчивыми слоями горения: гелия, который находится ближе к центру, и водорода, расположенного в более внешней оболочке ядра. У небольших звезд горение гелия может происходить очень активно.
В результате вышеописанных метаморфоз масса звездного ядра увеличивается, повышается его температура, оно сжимается. У красных гигантов с небольшими массами, ядра не доходят до стадии возгорания углерода, и в конце своей эволюции они превращаются в белые карлики. В ядрах более тяжелых объектов проходят стадии выгорания целого ряда элементов. У них процессы нуклеосинтеза завершаются формированием ядер из железа.
Среди красных гигантов и сверхгигантов имеются переменные звезды, которые под действием тех или иных физических процессов меняют яркость. Причем эти изменения могут носить как периодический, так и непериодический характер. В качестве примера можно привести мириды, период пульсаций которых составляет от нескольких суток до двух-трех лет.
Что будет, когда Солнце превратится в красного гиганта
А что ожидает нашу звезду? Когда Солнце станет красным гигантом, и какие последствия это будет иметь для Земли и остальных планет?
Сейчас Солнце находится в «расцвете лет» – его возраст можно назвать средним. Он составляет примерно 4,57 млрд лет, и до финальной стадии нашей звезде еще очень далеко. Еще минимум 5 млрд лет она будет радовать нас теплом и светом, постепенно выжигая водородное топливо.
Каждые 100 миллионов лет его светимость будет увеличиваться на один процент. В будущем это, скорее всего, станет серьезной проблемой, так как вместе со светимостью будет расти и поток тепловой энергии, выделяемый нашим светилом. Вероятно, перед нашими далекими потомками встанет проблема парникового эффекта, аналогичного тому, что действует на Венере в наши дни.
После выгорания водорода, в центре звезды образуется ядро из гелия, который позже начнет сливаться в углерод. Для планет и других объектов нашей системы эти метаморфозы будут иметь самые печальные последствия: звезда увеличится практически до орбиты нашей планеты (в двести раз), поглотив Венеру и Меркурий. Астероиды оплавятся и потеряют свои летучие компоненты. В момент своего максимального расширения Солнце будет иметь радиус в 256 раз больше, чем сегодня. При этом оно будет стремительно терять массу из-за «звездного ветра». К моменту достижения земной орбиты наша звезда ежегодно будет лишаться 4,9 х 1020 тонн всего веса. За счет этого вещества могут значительно «набрать вес» планеты — газовые гиганты: Юпитер, Нептун и Сатурн. Правда, при этом они гарантированно лишатся колец и лун.
Земля, вероятно, окажется за пределами фотосферы, но мощные гравитационные силы звезды, скорее всего, захватят ее и бросят в недра Солнца. Часть ученых считает, что Земля и другие планеты, наоборот, будут отброшены дальше в глубокий космос. Но даже если наша планета избежит поглощения, любая жизнь на ней станет невозможной из-за экстремально высоких температур. За миллиард лет до гибели Земля лишится атмосферы, а океаны просто выкипят.
Любопытные метаморфозы ожидают Солнечную систему. Расширение звезды не только поглотит ближайшие к ней планеты, но и сдвинет зону обитаемости – теперь она будет простираться вплоть до пояса Койпера. Его объекты будут получать столько света и тепла, сколько сегодня достается нашей планете. Миры, скованные льдом на протяжении миллиардов лет, наконец-то дождутся тепла. Жидкая вода появится даже за орбитой Плутона, однако, до нее все превратится в безжизненную и выжженную пустыню.
Продлится все это буйство недолго – в стадии гиганта Солнце пробудет всего сто миллионов лет. После этого на его месте образуется туманность, в центре которой будет находиться белый карлик. Его притяжение уже не сможет удерживать планеты на их орбитах, что приведет к их столкновениям и образованию огромного количества астероидов.
Источник