Характеристики

К красным гигантам относят звёзды спектральных классов K и M класса светимости III, то есть с абсолютной звёздной величиной$ 0^m ge M_V ge -3^m $. Температура излучающей поверхности (фотосферы) красных гигантов сравнительно невелика (Tph ≈ 3000—5000 K) и, соответственно, поток энергии с единицы излучающей площади невелик — в 2—10 раз меньше, чем у Солнца.

Однако полная светимость таких звёзд может достигать 105—106Шаблон:Lo, так как красные гиганты и сверхгиганты имеют очень большие размеры и, соответственно, площади поверхности. Характерный радиус красных гигантов — от 100 до 800 солнечных радиусов, что соответствует площади поверхности в 104—106 раз больше солнечной.

https://www.youtube.com/watch?v=ytcreatorsru

Спектры красных гигантов характеризуются наличием молекулярных полос поглощения, поскольку в их относительно холодной фотосфере некоторые молекулы оказываются устойчивыми. Максимум излучения приходится на красную и инфракрасную области спектра.

Красные гиганты звезда , которые исчерпали запас водорода в их ядрах и начавшаяся термоядерный синтез водорода в оболочке , окружающее ядро. Они имеют радиусы от десятков до сотен раз больше , чем у Солнца . Тем не менее, их внешняя оболочка ниже температура, давая им красновато-оранжевый оттенок. Несмотря на меньшую плотность энергии их оболочки, красные гиганты во много раз больше , чем светящиеся от Солнца из – за их большого размера.

Красно-гигантская-ветвь звезда имеет светимость почти до трех тысяч раз больше , чем Солнца ( L ☉ ), спектральных типов К или М, имеет температуру поверхности 3000-4000 К, а радиусы вплоть до приблизительно в 200 раз Солнце ( R ☉ ). Звезды на горизонтальной ветви горячее, только с небольшим диапазоном яркостей около 75  л ☉ .

Среди асимптотической-гигантской ветви звезды принадлежат углеродные звезды типа CN и поздней CR, производится , когда углерод и другие элементы конвектируется на поверхность в то , что называется драги вверх . Первая драга вверх происходит во время горения водорода оболочки на красном гиганте отрасли, но не производит большое изобилие углерода на поверхности.

Звездная конечность красного гиганта резко не определена, в отличие от их описания во многих иллюстрациях. Скорее всего , из – за очень низкую плотность массы оболочки, такие звезды не имеют четко определенные фотосферы , а тело звезды постепенно переходит в « корону ». Самые холодные красные гиганты имеют сложные спектры, с молекулярными линиями, характеристики выбросов, а иногда и мазеров, в частности , из термически пульсирующих звезд AGB.

Другой примечательной особенностью красных гигантов является то , что, в отличие от подобных Солнцу звезд, фотосферы имеют большое количество мелких конвекционных ячеек ( солнечные гранулы ), красного гиганта фотосферы, а также те из красных сверхгигантов , есть только несколько крупных клеток, в особенности , которые вызывают изменения яркости так часто встречается на обоих типов звезд.

Ядерные источники энергии и их связь со строением красных гигантов Править

Звёзды в процессе своей эволюции могут достигать поздних спектральных классов и высоких светимостей на двух этапах своего развития: на стадии звездообразования и поздних стадиях эволюции.

Стадия, на которой молодые звёзды наблюдаются как красные гиганты, зависит от их массы — этот этап длится от ~ 103 лет для массивных звёзд с массами М ≈ 10 Шаблон:Mo и до ~ 108 лет для маломассивных звёзд с М ≈ 0,5 Шаблон:Mo. В это время звезда излучает за счёт гравитационной энергии, выделяющейся при сжатии.

По мере сжатия температура поверхности таких звёзд растёт, но вследствие уменьшения размеров и площади излучающей поверхности падает светимость. В конечном итоге в их ядрах начинается реакция термоядерного синтезагелия из водорода (протон-протонный цикл, а для массивных звёзд также CNO-цикл), и молодая звезда выходит на главную последовательность.

На поздних стадиях эволюции звёзд после выгорания водорода в их недрах и образования «пассивного» (не участвующего в термоядерных реакциях) гелиевого ядра звёзды сходят с главной последовательности и перемещаются в область красных гигантов и сверхгигантов диаграммы Герцшпрунга — Рассела: этот этап длится ~ 10 % от времени «активной» жизни звёзд, то есть этапов их эволюции, в ходе которых в звёздных недрах идут реакции нуклеосинтеза.

Звёзды главной последовательности с массами М {amp}lt; 10 Шаблон:Mo превращаются сначала в красные гиганты, а затем — в красные сверхгиганты; звёзды с М {amp}gt; 10 Шаблон:Mo — непосредственно в красные сверхгиганты. Перед тем как перейти в стадию красного гиганта, звезда проходит промежуточную стадию — стадию субгиганта.

Файл:Proto-Planetary.Nebula.HD44179.large.jpg

И «молодые», и «старые» красные гиганты имеют схожие наблюдаемые характеристики, объясняющиеся сходством их внутреннего строения — все они имеют горячее плотное ядро и очень разреженную и протяжённую оболочку (англ.envelope). Наличие протяжённой и относительно холодной оболочки приводит к интенсивному звёздному ветру: потери массы при таком истечении вещества достигают 10−6—10−5Шаблон:Mo в год. Интенсивному звёздному ветру способствует несколько факторов:

  • Высокая светимость красных гигантов в сочетании с огромной протяжённостью их атмосфер (радиусы в 102—103R) приводит к тому, что на границах их фотосфердавление излучения на газовую и пылевую компоненты их оболочек становится соизмеримым с силами тяготения, что вызывает вынос вещества.
  • Ионизация областей оболочек, лежащих ниже фотосферы, делает их существенно непрозрачными для электромагнитного излучения, что приводит к конвекционному механизму переноса энергии. Аналогичную природу имеет солнечная активность, в случае же красных гигантов мощность конвективных потоков должна значительно превосходить солнечную.
  • В протяжённых звёздных оболочках могут развиваться неустойчивости, приводящие к сильным колебательным процессам, сопровождающимся изменением теплового режима звезды. На Рис. 2 чётко заметны волны плотности выброшенной звездой материи, которые могут быть следствиями таких колебаний. Периодические колебания оболочек во многих случаях приобретают заметный с огромных расстояний масштаб: многие «старые» красные гиганты являются пульсационными переменными (см. ниже), переменными являются также и некоторые «молодые красные гиганты» типа T Тельца.

Конвективные механизмы могут приводить к выносу в атмосферу звезды продуктов нуклеосинтеза из внутренних ядерных источников, что является причиной наблюдаемых аномалий химического состава красных гигантов, в частности, повышенного содержания углерода.

Средняя плотность красных гигантов может быть в миллион раз меньше плотности воды (для сравнения, средняя плотность Солнца примерно равна плотности воды, 1 г/см3). При этом отношение средней плотности к плотности ядра может составлять 1:108 (у Солнца примерно 1:50). Около 10% массы красного гиганта приходится на его очень малое по размерам ядро, в котором (или в наружном слое которого) происходят термоядерные реакции; остальная часть массы звезды приходится на очень протяжённую оболочку, которая переносит выделившуюся в ядре энергию к поверхности.

Предлагаем ознакомиться  Из чего состоит графит и алмаз

На поверхности красных гигантов ускорение свободного падения очень невелико. Так, если звезда с массой, равной массе Солнца, превращается в красный гигант и увеличивает свой радиус до размеров орбиты Земли (1 а. е.), то ускорение свободного падения на её поверхности будет равно центростремительному орбитальному ускорению Земли, т. е.

В процессе эволюции звёзд главной последовательности происходит «выгорание» водорода — нуклеосинтез с образованием гелия в pp-цикле и (для массивных звёзд) в CNO-цикле. Такое выгорание приводит к накоплению в центральных частях звезды гелия, который при сравнительно низких температурах и давлениях ещё не может вступать в термоядерные реакции.

Прекращение энерговыделения в ядре звезды ведёт к сжатию и, соответственно, к повышению температуры и плотности ядра. Рост температуры и плотности в звёздном ядре приводит к условиям, в которых активируется новый источник термоядерной энергии: выгорание гелия (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс), характерный для красных гигантов и сверхгигантов.

4He 4He = 8Be.
8Be 4He = 12C 7,3 МэВ.

Несмотря на весьма низкую равновесную концентрацию Be8 (например, при температуре ~108 К отношение концентраций 8Be/4He ~ 10−10), скорость тройной гелиевой реакции оказывается достаточной для достижения нового гидростатического равновесия в горячем ядре звезды. Зависимость энерговыделения от температуры в тройной гелиевой реакции чрезвычайно высока: так, для диапазона температур T ≈ 1—2×108 К энерговыделение

$ varepsilon _{3alpha } = 10^8 rho ^2 Y^3 cdotleft( {{T over {10^8 mathrm{K}}}} right)^{30}, $

Температура красного гиганта

где Y — парциальная концентрация гелия в ядре (в рассматриваемом случае, когда водород почти «выгорел», она близка к единице).

Начало тройной гелиевой реакции в вырожденных ядрах маломассивных (масса до ~2,25 Шаблон:Mo) красных гигантов имеет взрывоподобный характер, что приводит к резкому, но очень кратковременному (~104—105 лет) росту их светимости — гелиевой вспышке.

Следует, однако, отметить, что тройная гелиевая реакция характеризуется значительно меньшим энерговыделением, чем CNO-цикл: в пересчёте на единицу массы энерговыделение при «горении» гелия более чем в 10 раз ниже, чем при «горении» водорода. По мере выгорания гелия и исчерпания источника энергии в ядре возможны и более сложные реакции нуклеосинтеза, однако, во-первых, для таких реакций требуются всё более высокие температуры и, во-вторых, энерговыделение на единицу массы в таких реакциях падает по мере роста массовых чисел ядер, вступающих в реакцию.

https://www.youtube.com/watch?v=https:accounts.google.comServiceLogin

звезда для них прозрачна. Скорость такого объёмного нейтринного охлаждения, в отличие от классического поверхностногофотонного охлаждения, не лимитирована процессами передачи энергии из недр звезды к её фотосфере. В результате реакции нуклеосинтеза в ядре звезды достигается новое равновесие, характеризующееся одинаковой температурой ядра: образуется изотермическое ядро.

Завершающие стадии эволюции красных гигантов Править

Температура красного гиганта

Это изображение отслеживает жизнь

Солнце

-кака звезды, от его

рождения

на

левой

стороне рамки ее

эволюцию

в красный гигант на

праве

после миллиардов лет.

Красные гиганты эволюционировали от главной последовательности звезд с массами в диапазоне от приблизительно 0,3  М ☉ около 8  М ☉ . Когда звезда первоначально формирует из разрушающегося молекулярного облака в межзвездной среде , он содержит главным образом водород и гелий, с следовыми количествами « металлы » (в звездной структуре, это просто относится к любому элементу , который не является водородом или гелием т.е.

атомного номера больше чем 2). Эти элементы все равномерно перемешаны в звезды. Звезда достигает главную последовательность , когда ядро достигает достаточно высокую температуру , чтобы начать фьюзинг водорода (несколько миллионов Кельвина) и устанавливает гидростатическое равновесие . На протяжении всей своей жизни главной последовательности, звезда медленно преобразует водород в ядре в гелий;

его главная последовательность жизнь заканчивается , когда почти весь водород в ядре был слит. Для Солнца , время жизни главной последовательности составляет около 10 миллиардов лет. Более-массивные звезды горят непропорционально быстрее и поэтому имеют более короткий срок службы , чем менее массивные звезды.

Когда звезда исчерпывает водородное топливо в ядре, ядерные реакции больше не может продолжаться , и поэтому ядро начинает сжиматься из – за своей собственной силы тяжести. Это приносит дополнительный водород в зону , где температура и давление достаточно , чтобы вызвать сплавление , чтобы возобновить в оболочке вокруг ядра.

Внешние слои звезды , то значительно расширить, таким образом , начало красного гиганта этап жизни звезды. По мере расширения звезда, энергия , производимая в обжиговой оболочки звезды распространяется на гораздо большую площадь поверхности, что приводит к более низкой температуре поверхности и сдвига в видимой световой выход звезды в направлении красно-следовательно , она становится красным гигантом . В это время, звезда называется восходящей красно-гигантская ветвь диаграммы Герцшпрунга-Рассела (Н-Р) .

Температура красного гиганта

Mira

Предлагаем ознакомиться  Как выглядит и называется красный драгоценный камень, фото

старая звезда, уже потеряв свои внешние слои в космос.

Эволюционный путь звезда берет , как она движется вдоль красного гиганта отрасли, который заканчивается с полным коллапсом ядра, зависит от массы звезды. Для Солнца и звезд меньше , чем примерно 2  М ☉ ядро станет достаточно плотным , что электронное давление вырождения будет предотвратить его от разрушения в дальнейшем.

После того, как ядро вырожденным , он будет продолжать нагреваться , пока он не достигнет температуры приблизительно 10 8  K, достаточно горячим , чтобы начать сплавления гелия в углерод через процесс тройной альфа . После того, как вырожденное ядро достигает эту температуру, весь сердечник начинает синтез гелия почти одновременно в так называемой гелиевой вспышке .

В более-массивных звездах, коллапсирующее ядро достигнет 10 8  K , прежде чем достаточно плотная , чтобы быть вырожденными, поэтому гелий слияние начнется гораздо более гладко, и не производит гелий вспышки. Ядро гелия плавление фазы жизни звезды называется горизонтальной ветвью в металлических бедных звездах, названная так потому , что эти звезды лежат на почти горизонтальную линии в Н-R диаграмме многих звездных скоплений. Металл богатых гелий-сплавление звезда , а не лежит на так называемой красной комка на диаграмме Н-R.

Аналогичный процесс происходит , когда центральный гелий исчерпан , и звезда снова разрушается, в результате чего гелия в оболочке , чтобы начать расплавление. В то же время водород может начать слияние в оболочке в непосредственной близости от горящего гелия оболочки. Это ставит звезду на асимптотической ветви гигантов , второй красно-гигантские фазы.

Результаты гелия слитые в наращиванием сердечника углерод-кислород. Звезда ниже примерно 8  М ☉ никогда не будет начать слияние в вырожденном ядре углерод-кислород. Вместо этого, в конце асимптотической ветви гигантских фазы звезда будет извлечь свои внешние слои, образуя планетарную туманность с ядром звезд подвергаются, в конечном счете , становится белым карликом .

Температура красного гиганта

Выброс внешней массы и создания планетарной туманности , наконец , заканчивает красный гигант фазу эволюции звезды. Красный великан фаза обычно длится в общей сложности лишь около миллиарда лет для массовой звезды солнечной, почти все из которых уходят на красном гиганте отрасли. Горизонтальная ветвь и фазы асимптотической ветви гигантской перейти в десятки раз быстрее.

Если звезда имеет примерно от 0,2 до 0,5  М ☉ , достаточно массивной , чтобы стать красным гигантом , но не имеет достаточную массу , чтобы инициировать синтез гелия. Эти «промежуточные» звезды остынуть немного и увеличить их яркость , но никогда не достигают кончик красного гиганта ветви и гелия основной вспышки.

Очень низкие массовые звезды полностью конвективные и могут продолжать плавить водород в гелий до триллиона лет до лишь небольшой части всей звезды представляет собой водород. Светимость и температура неуклонно возрастать в течение этого времени, так же как и для более массивных-звезд главной последовательности, но продолжительность времени , вовлеченным означает , что температура в конце концов , возрастает примерно на 50% и светимости примерно на 10 раз.

https://www.youtube.com/watch?v=ytpressru

В конце концов , уровень гелия увеличивается до точки , где звезда перестает быть полностью конвективными и оставшегося водорода запертой в ядре потребляется лишь несколько миллиардов больше лет. В зависимости от массы, температура и светимость продолжать расти в течение времени , во время горения водорода оболочки, звезда может стать более горячим , чем Солнце и десятки раз больше , чем светящееся , когда она сформирована , хотя еще не так , как светящееся Солнце После того, как несколько миллиардов больше лет, они начинают становиться менее светящимися и холоднее , даже если горение водородной оболочки продолжается. Они становятся холодными гелиевыми белыми карликами.

Очень высокая массы звезда развивается в сверхгиганты , которые следуют эволюционному пути , который принимает их назад и вперед по горизонтали по схеме HR, в правой части , образующей красных сверхгигантов . Они обычно заканчивают свою жизнь в качестве II типа сверхновых . Самые массивные звезды могут стать звездами Вольфа-Райе , не становясь гигантами или сверх- вообще.

Пути эволюции красных гигантов в зависимости от их массы
Масса Ядерные реакции Процессы в ходе эволюции Остаток
0,5—2,5 Водородный слоевой источник Образуется вырожденное гелиевое ядро, оболочка рассеивается Heбелый карлик с массой до 0,5 солнечных
2,5—8 Двойной слоевой источник
  1. Образуется вырожденное СО-ядро с массой до 1,2 Шаблон:Mo, на стадии асимптотической ветви гигантов происходит сброс оболочки с образованием планетарной туманности, наблюдающейся ~104 лет
  2. В некоторых случаях углеродная детонация ядра, наблюдающаяся как вспышка сверхновой типа I
  1. СОбелый карлик массой 0,6—0,7 солнечных, планетарная туманность
  2. Звезда полностью рассеивается при вспышке
8—12 Двойной слоевой источник, затем «загорание» углерода в недрах «Горение» углерода останавливается из-за вырождения ONeMg ядра, оболочка рассеивается ONeMgбелый карлик с массой, близкой к пределу Чандрасекара
12—30 Вырождение в ядре не наступает и нуклеосинтез идёт вплоть до образования элементов железного пика (Fe, Co, Ni) Ядро с массой 1,5—2 солнечных коллапсирует в нейтронную звезду, коллапс наблюдается как вспышка сверхновой типа II (при наличии протяжённой водородной оболочки) или Ib/с (коллапс ядра звезды Вольфа — Райе), сброшенная оболочка в течение ~104 лет наблюдается как остаток сверхновой Нейтронная звезда
{amp}gt; 30 Процессы неясны Процессы неясны Чёрная дыра с массой до 10 солнечных?

планеты

Красные гиганты с известными планетами: М-типа HD 208527 , HD 220074 и, по состоянию на февраль 2014 года, несколько десятков известных K-гигантов , включая Поллукса , Гамма Цефея и Йота Draconis .

Предлагаем ознакомиться  Чем питается красный коралл

Хотя традиционно было предложена эволюция звезды в красный гигант будет оказывать свою планетарную систему , если она присутствует, непригодное для жизни, некоторые исследования показывают , что в ходе эволюции 1  М ☉ звезды вдоль красного гиганта отрасли, он может затаить обитаемая зона в несколько раз 10 9 лет на 2 а.е.

Температура красного гиганта

, выполненных до около 10 8 лет в 9 а.е., давая достаточно , возможно , время жизни развиваться на подходящем мире. После стадии красного гиганта, не было бы для такой звезды быть пригодной для жизни зоны между 7 и 22 AU в течение дополнительных 10 9 лет. Более поздние исследования уточнили этот сценарий, показывающее , как для 1  М ☉ звезды обитаемой зоны длится от 10 8 лет для планеты с орбитой , подобного Марс до 7015662709600000000 ♠2,1 × 10 8  года для одного , что орбит на Сатурне расстоянии «с до Солнце, максимальное время ( 7016116763120000000 ♠3,7 × 10 8  года ) , соответствующее для планет , вращающихся вокруг на расстоянии Юпитера .

Тем не менее, для планет , вращающихся вокруг 0,5  М ☉ звезды в эквивалентных орбитах тем , Юпитер и Сатурне они были бы в обитаемой зоне на 7017183034080000000 ♠5,8 × 10 9  года и 7016662709600000000 ♠2,1 × 10 9  года соответственно; для звезд более массивных , чем Солнце, времена значительно короче.

Расширение планет

По состоянию на июнь 2014 года, 50 гигантских планет были обнаружены вокруг гигантских звезд. Тем не менее, эти гигантские планеты более массивные , чем планеты – гиганты , найденных вокруг звезд солнечного типа. Это может быть потому , что гигантские звезды более массивные , чем Солнце (менее массивные звезды все еще будет находиться на главной последовательности и не стали гигантами пока) и более массивные звезды должны иметь более массивные планеты.

Однако, массы планет , которые были найдены вокруг гигантских звезд не коррелируют с массами звезд; Таким образом, планеты могли расти в массе во время стадии красного гиганта звездам. Рост планеты массы может быть отчасти из – за аккреции от звездного ветра, хотя гораздо больший эффект будет Рош переполнения вызывает массовую передачу от звезды до планеты , когда гигант расширяется к орбитальному расстоянию планеты.

Солнце, как красный гигант

Температура красного гиганта

Текущий размер Солнца ( в настоящее время в

главной последовательности

) по сравнению с его предполагаемым максимальным размером во время ее красно-гигантской фазы в будущем

Примерно 5 до 6 миллиардов лет Солнце будет обедненного топлива водорода в его ядре. Это будет сокращаться, с водородом вне ядра , способного сжимать достаточно водород , чтобы там расплавить, и начнет расширяться в субгигант. В конце концов, давление накапливается так много , что ядро начнет сливаться гелием, и будет расширяться еще в красный гигант.

На его емким, его поверхность ( фотосферы ) будет примерно достичь текущей орбиты Земли. Затем он потеряет свою атмосферу полностью; ее внешние слои , образующие планетарная туманность и сердечником белый карликовый . Эволюция Солнца в и через красно-гигант фазы широко смоделирована, но остается неясным , будет ли Земля будет поглощена Солнцем или будет продолжаться на орбите.

https://www.youtube.com/watch?v=upload

Неопределенность возникает отчасти потому , что , как солнце сжигает водород, он теряет массу в результате чего Земли (и все планеты) на орбиту дальше. Есть также существенные неопределенности при расчете орбит планет в течение ближайших 5-6,5 млрд лет, поэтому судьба Земли не очень хорошо поняла. На ярких, красно-гигант ВС будет в несколько тысяч раз более яркими , чем сегодня , но его поверхность будет примерно в половину от температуры.

Файл:Solar Life Cycle.svg

В настоящее время Солнце является звездой среднего возраста, и возраст Солнца оценивается приблизительно в 4,57 миллиарда лет. Солнце будет оставаться на главной последовательности ещё приблизительно 5 миллиардов лет, постепенно увеличивая свою яркость на 10 % каждый миллиард лет, после чего водород в ядре будет исчерпан.

После этого температура и плотность в солнечном ядре повысятся настолько, что начнётся горение гелия, и гелий начнёт превращаться в углерод. Размеры Солнца вырастут как минимум в 200 раз, то есть почти до современной земной орбиты (0,93 а.е.)[3][4][5]Меркурий и Венера, несмотря на сильную потерю массы Солнца к моменту перехода на стадию красного гиганта, будут им поглощены и полностью испарятся.

На стадии красного гиганта Солнце будет находиться приблизительно 100 миллионов лет, после чего превратится в планетарную туманность с белым карликом в центре; планетарная туманность рассеется в межзвёздной среде в течение нескольких тысячелетий, а белый карлик будет остывать в течение многих миллиардов лет.

Файл:Mira 1997 UV.jpg
  • Мириды (радиально пульсирующие долгопериодические переменные типа Ми́ры — Омикрона Кита) — гиганты спектрального класса М с периодом от 80 до более 1000 дней и вариациями блеска от 2,5m до 11m, в спектрах присутствуют эмиссионные линии.
  • SR — полуправильные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса М с периодом от 20 дней до нескольких лет и вариациями блеска ~ 3m (пример: Z Большой Медведицы (нем.)).
  • SRc — полуправильные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса М (примеры: μ Цефея, Бетельгейзе, α Геркулеса).
  • Lb — неправильные медленные пульсирующие переменные гиганты спектрального класса K, M, C, S (примеры: CO Cyg).
  • Lc — неправильные медленные пульсирующие переменные сверхгиганты спектрального класса M с вариациями блеска ~ 1m (примеры: TZ Cas).
  • Страница – краткая статья
  • Страница 1 – энциклопедическая статья
  • Разное – на страницах: 2 , 3 , 4 , 5
  • Прошу вносить вашу информацию в «Красный гигант 1», чтобы сохранить ее

внешняя ссылка

https://www.youtube.com/watch?v=ytdevru

СМИ , связанных с красными гигантами на Викискладе
?