Астронет > Красные гиганты и сверхгиганты

Астронет: Л. Р. Юнгельсон, "Физика Космоса", 1986 Красные гиганты и сверхгиганты
http://variable-stars.ru/db/msg/1189346

Красные гиганты и сверхгиганты

- относительно холодные звёзды высокой светимости с протяжёнными оболочками. Из-за низкой эффективной температуры этих звёзд ( $T_э\approx$ 3000-5000 К) поток энергии с единицы площади их поверхности мал - в 2-10 раз меньше, чем у Солнца. Однако светимость таких звёзд может достигать $10^5-10^6 L_\odot$ , т.к. красные гиганты (к. г.) и красные сверхгиганты (к. с.) имеют очень большие радиусы - до 4000-5000 $R_\odot$ и, соответственно, огромные поверхности. Максимум излучения этих звёзд приходится на красную и ИК-области спектра. К. г. и с. относятся к звёздам спектральных классов К и М, III и I классов светимости соответственно. Абс. звездные величины к. г. заключены в пределах $0^m \ge M_V\ge -3^m$ , у к. с. $M_V < 3^m$ . Характерная особенность спектров К. г. и с.- наличие молекулярных полос поглощения. Типичные к. г. - Арктур (ок. 130 $L_\odot, 26 R_\odot$ ) и Альдебаран (190 $L_\odot, 25 R_\odot$ ), к.с. - Бетельгейзе ( $7\cdot 10^4 L_\odot, 600 R_\odot$ ) и Антарес ( $5\cdot 10^4 L_\odot, 700 R_\odot$ ).

Традиционное деление звёзд на к. г. и к. с. условно, поскольку оно отражает только различие в радиусах и светимостях звёзд при сходном внутр. строении: все они имеют горячее плотное ядро и очень разрежённую протяжённую оболочку. Согласно совр. теории эволюции звёзд, звезда попадает в область диаграммы Герцшпрунга-Ресселла, занимаемую к. г. и к. с. дважды. Первый раз - на время от ~ 10³ лет для звёзд с ${\mathfrak M} \approx 10 {\mathfrak M}_\odot$ до ~ 10⁸ лет для ${\mathfrak M} \approx 0,5 {\mathfrak M}_\odot$ - на стадии гравитац. сжатия, когда в звезде ещё не идут ядерные реакции (см. Звездообразование). Втором. раз - после термоядерного сгорания в ее ядре водорода, на время, к-рое составляет ~ 10% времени жизни звезды. Звёзды с массами ${\mathfrak M} \le 10 {\mathfrak M}_\odot$ превращаются сначала в к. г., а затем - в к. с.; звёзды с ${\mathfrak M} > 10 {\mathfrak M}_\odot$ - непосредственно в к. с.

К. г. или к. с. имеет гелиевое ядро, вокруг к-рого в тонком слое протекают реакции термоядерного горения водорода, или углеродно-кислородное ядро, окружённое двумя слоями горения - водородным и гелиевым. Ядро почти изотермично. К. с. с ${\mathfrak M} \le 8-10 {\mathfrak M}_\odot$ могут иметь ядра из более тяжёлых, чем кислород, элементов, вплоть до железа, но время жизни таких звёзд крайне мало - всего ~ 10³ лет. Плотность вещества в ядрах К. г. и с. может достигать 10⁸-10⁹ г/см³, темп-ра 10⁸-10⁹ К. Радиусы ядер при этом составляют сотые доли $R_\odot$ . Перенос энергии в протяжённых холодных оболочках К. г. и с. осуществляется конвекцией. Конвекция может выносить в атмосферу звезды продукты ядерного горения из неустойчивых тонких слоевых источников. Поэтому у многих К. г. и с. наблюдаются аномалии хим. состава, в частности повышенное содержание углерода. Для К. г. и с. характерна заметная потеря вещества за счёт истечения его в межзвёздное пространство (см. Звездный ветер). Потери достигают $10^{-5}-10^{-6} {\mathfrak M}_\odot$ в год. Причиной истечения вещества может быть давление излучения на пыль и (или) молекулы, к-рые образуются в холодных атмосферах, пульсационная неустойчивость, ударные волны в коронах. Если скорость потери вещества очень велика, то пыль в истекающем веществе может полностью экранировать звезду (не пропускать видимое излучение). Такую звезду можно наблюдать в ИК-диапазоне. Потеря вещества у звёзд с ${\mathfrak M} < (6-8) {\mathfrak M}_\odot$ приводит к тому, что массы их ядер оказываются недостаточными, чтобы в них начались термоядерные реакции горения углерода. Такие звёзды превращаются в белые карлики, проходя перед этим стадию планетарных туманностей. Более массивные звёзды взрываются как сверхновые звезды. В ядрах звёзд с ${\mathfrak M} \le {\mathfrak M}_\odot$ за время жизни Галактики водород не выгорел, и они ещё не превратились в к. г.

Протяжённые истекающие оболочки, подобные оболочкам к. с., могут иметь звёзды с двойными ядрами, к-рые, вероятно, образуются в ходе эволюции тесных двойных звёзд.

(Л.Р. Юнгельсон)

Л. Р. Юнгельсон, "Физика Космоса", 1986
Глоссарий Astronet.ru