Красные гиганты

Красные гиганты - это звезды, в ядре которых уже закончилось горение водорода. Их ядро состоит из гелия, но так как температура ядерного горения гелия больше, чем температура горения водорода, то гелий не может загореться. Поскольку больше нет выделения энергии в ядре, оно перестает находиться в состоянии гидростатического равновесия и начинает быстро сжиматься и нагреваться под действием сил гравитации. Так как во время сжатия температура ядра поднимается, то оно поджигает водород в окружающем ядро тонком слое (начало горения слоевого источника) (см. строение красных гигантов).

Энергия, вырабатываемая водородным слоевым источником, выталкивает внешние слои звезды наружу, заставляя их расширяться и остывать. Более холодная звезда становится краснее, однако из-за своего огромного радиуса ее светимость возрастает по сравнению со звездами главной последовательности. Сочетание невысокой температуры и большой светимости, собственно говоря, и характеризует звезду как красного гиганта. На диаграмме ГР звезда движется вправо и вверх и занимает место на ветви красных гигантов. Когда звезда достигает ветви гигантов, поверхностная конвективная зона расширяется вниз, до слоев, где шли ядерные реакции и при глубоком перемешивании вещества поверхностный химический состав изменяется, что подтверждается наблюдениями. Этот процесс перемешивания конвекцией внешних слоев с внутренними (подвергшимися ядерному преобразованию элементов) из-за расширения вниз конвективной зоны называется по-английски "first dredge-up".

Во время расширения оболочки ядро продолжает сжиматься и его температура растет. Когда температура достигает примерно 100 миллионов градусов Кельвина, а плотность - 10⁴ г/см^3, гелиевое ядро загорается и начинает перерабатывать гелий в углерод (тройная гелиевая реакция или тройной альфа-процесс). После этого на диаграмме ГР звезды уйдут с ветви красных гигантов и переместятся на горизонтальную ветвь.

Звезды с 0.5M_sun<M_*<8M_sun доживут до стадии красных гигантов, в то время как звезды с массами меньшими чем 0.5М_sun никогда не дойдут до стадии горениягелия в ядре, так как у них никогда не будет достаточной для этого центральной температуры и плотности. Для звезд с массами меньше 3М_sun загорание гелия происходит взрывообразно (так называемая гелиевая вспышка). Для больших масс процесс загорания гелия происходит спокойно.

И.Миронова