Гілка черво́них гіга́нтів або відгалу́ження черво́них гіга́нтів — послідовність зір на діаграмі Герцшпрунга — Рассела, які мають низькі температури (тому «червоні») і великі розміри (тому «гіганти»). Усі ці зорі мають малі або середні маси (приблизно до 10 ) й перебувають на еволюційній стадії горіння водню у сферичній оболонці навколо ізотермічного гелієвого ядра.
У зір на гілці червоних гігантів спостерігається сильний зоряний вітер, деякі з них змінні. Ці зорі спалюють водень в оболонці навколо ядра, поступово збільшуючи свої розміри й світність, тоді як їхні ядра складаються з гелію, і термоядерні реакції в них не відбуваються.
Зорі переходять на гілку червоних гігантів після еволюційної стадії субгігантів і, залежно від маси, завершують цей етап еволюції по-різному. Вони можуть з часом перейти на горизонтальну гілку або до червоного згущення, можуть опинитися на блакитній петлі або скинути оболонку і стати білими карликами. У майбутньому Сонце також пройде цю стадію.
Історія вивчення
Термін «червоний гігант» з'явився на початку XX століття, коли Ейнар Герцшпрунг виявив, що зорі одного й того самого спектрального класу можуть мати різну світність, причому ця відмінність особливо велика для пізніх спектральних класів. Однак це поняття загалом стосується зір високої світності та пізніх спектральних класів й об'єднує різні з фізичного погляду класи зір. Детальніше вивчення червоних гігантів розпочалося пізніше: у 1952—1953 роках відкрили горизонтальну гілку, а 1955 року Гелтон Арп остаточно розділив асимптотичну гілку гігантів і гілку червоних гігантів. Паралельно розвивалася й теорія еволюції зір. 1954 року Елан Сендидж встановив, що зорі стають червоними гігантами після головної послідовності, після чого моделі еволюції продовжили розвивати й уточнювати.
Характеристики Зорі на стадії гілки червоних гігантів мають низькі температури й, відповідно, належать до пізніх спектральних класів — переважно K і M. Світність таких зір значно перевищує світність зір головної послідовності тих самих спектральних класів, а отже, їхні радіуси теж більші. Таким чином, вони мають клас світності III і є червоними гігантами, а на діаграмі Герцшпрунга — Рассела займають область, яку також називають гілкою червоних гігантів. Зорі на цій стадії мають початкові маси не більше 10 й не менше 0,2 , що зумовлено перебігом еволюції зір. Зорі більших мас стають червоними надгігантами або гіпергігантами. Сама гілка червоних гігантів добре виражена в зоряних популяціях старших за 1,5—2 мільярда років.
Ці зорі мають гелієве ядро, у якому не відбуваються термоядерні реакції, і протяжну конвективну оболонку. На межі цих областей відбувається синтез гелію з водню, насамперед через CNO-цикл.
Серед близьких до Сонця зір на гілці червоних гігантів перебуває, наприклад, .
Змінність Зорі на гілці червоних гігантів, особливо найяскравіші з них, часто виявляють змінність.
Серед них часто трапляються довгоперіодичні змінні — різнорідний клас пульсуючих змінних. До нього належать головно зорі гілки червоних гігантів і асимптотичної гілки гігантів. У цьому класі виділяють чотири групи, але всі зорі, що проявляють таку змінність, підпорядковані співвідношенню між періодом пульсацій і середньою світністю вигляду . Тут — абсолютна зоряна величина, — період, а і — коефіцієнти, що відрізняються для різних груп таких зір і можуть відрізнятися також усередині цих груп.
Еволюція
Перехід на гілку червоних гігантів Зорі, у ядрах яких припинилося перетворення водню на гелій, залишають головну послідовність і переходять на гілку субгігантів. На цій стадії синтез гелію відбувається в шаровому джерелі — оболонці навколо інертного гелієвого ядра. Після гілки субгігантів зоря переходить на гілку червоних гігантів, де також синтезує гелій у шаровому джерелі, але, на відміну від попередньої стадії, має протяжну конвективну оболонку.
Із зростанням енерговиділення світність зорі збільшується, а отже, має зрости або температура фотосфери, або її радіус. Точний механізм перетворення зорі на червоний гігант невідомий, однак необхідними умовами є помітна різниця хімічного складу між ядром і оболонками, а також зростання оптичної товщини фотосфери зі збільшенням температури. Фотосфера має розташовуватися в регіоні з малою оптичною товщиною; якщо ж вона зростає разом із температурою, фотосфера зміщується до холодніших шарів.
На гілку червоних гігантів, згідно з теоретичними моделями, переходять зорі з початковими масами не менше 0,2 . Для менш масивних зір ці умови не виконуються: вони повністю конвективні й залишаються хімічно однорідними; крім того, за температур їхніх фотосфер оптична товщина не зростає з температурою. Верхня межа маси для переходу на гілку червоних гігантів становить близько 10 , оскільки за більшої маси горіння гелію в ядрі починається ще до переходу на цю стадію, і еволюція зорі відбувається інакше. Крім того, існує якісна різниця між зорями великої та малої маси на гілці червоних гігантів. За маси понад 2,3 (точне значення залежить від хімічного складу) гелієве ядро перебуває у стані, близькому до ідеального газу, а за меншої маси — у стані виродженого газу. Це визначає подальший перебіг еволюції зорі на цій стадії.
Сонце досягне гілки червоних гігантів приблизно через 7,1 мільярда років. На початку цієї стадії воно матиме радіус 2,3 , світність 2,7 та температуру поверхні близько 4900 K.
Еволюція на гілці червоних гігантів
Поки зоря перебуває на гілці червоних гігантів, її радіус і світність зростають, температура фотосфери лише незначно зменшується, а ядро натомість стискається. На діаграмі Герцшпрунга — Рассела зоря рухається майже вертикально вгору; область великих світностей вона проходить досить швидко: наприклад, Сонцю з 600 мільйонів років перебування на цій стадії потрібно близько 450 мільйонів років, щоб збільшити світність до 17 , а за наступні 150 мільйонів років його світність зросте аж до 2350 .
Маса гелієвого ядра збільшується, оскільки гелій безперервно утворюється в шаровому джерелі. Саме джерело поступово зміщується назовні й зменшується за масою: наприклад, у зорях малої маси на початку гілки воно містить 10−3 , а наприкінці — 10−4 . Перебування зорі на цій стадії супроводжується значною втратою маси, особливо за великої світності: для зорі сонячної маси темп може досягати 10−7 на рік, тоді як нині Сонце втрачає лише 10−17 на рік.
Конвективна зона у зорях на гілці червоних гігантів із часом поглиблюється. У певний момент вона досягає шарового джерела, де утворюється гелій. Це призводить до винесення частини гелію з надр зорі на поверхню, але згодом конвективна зона знову звужується, і перенесення гелію припиняється. Це явище називають першим зачерпуванням, унаслідок якого змінюється й вміст інших елементів на поверхні.
Крім того, конвекція створює різкий стрибок хімічного складу в області максимальної глибини проникнення конвективної зони. Коли шарове джерело проходить через цю область, зоря дещо стискається, а її світність зменшується, після чого знову зростає. У результаті на діаграмі Герцшпрунга — Рассела зоря тричі проходить майже одну й ту саму ділянку й затримується там приблизно на 20 % часу перебування на гілці червоних гігантів. Тому в цій області спостерігається підвищена кількість зір, а у функції світності з'являється пік, відомий як бугорок гілки червоних гігантів ().
Для зір із виродженим ядром на гілці червоних гігантів маса ядра тісно пов'язана зі світністю: чим більша маса ядра, тим більша світність. Невеликий вплив має також металічність зорі, тоді як параметри оболонки майже не впливають на світність, оскільки вона дуже розріджена й слабо впливає на тиск у шаровому джерелі. Водночас за інших рівних умов більша маса оболонки означає менший радіус зорі й, відповідно, вищу ефективну температуру. Отже, втрата маси призводить до зміщення зорі праворуч на діаграмі Герцшпрунга — Рассела.
Сходження з гілки червоних гігантів
Зорі середньої маси
На гілці червоних гігантів ядра зір, масивніших за 2,3 , залишаються невиродженими, тому ядра поступово стискаються, оскільки їхня маса перевищує межу Шенберга — Чандрасекара, і нагріваються. Унаслідок стискання температура в ядрах масивних зір підвищується до 108 K, чого достатньо для початку потрійного альфа-процесу. Ядро припиняє стискатися, а сама зоря сходить з гілки червоних гігантів і переходить на блакитну петлю.
Зорі малої маси У менш масивних зір стискання майже не відбувається, оскільки тиск виродженого газу цьому перешкоджає. Вироджений газ добре відводить тепло, а енергія додатково виноситься випромінюванням нейтрино, що уповільнює нагрів ядра й відкладає початок ядерного горіння гелію. Зрештою, коли температура все ж стає достатньо високою для початку горіння гелію, воно починається вибухоподібно — за кілька хвилин або годин відбувається так званий спалах гелієвого ядра. Під час нього виділяється дуже велика кількість енергії, унаслідок чого ядро нагрівається, перестає бути виродженим, після чого розширюється і знову охолоджується. Зовнішня оболонка, навпаки, сильно стискається й підвищує температуру. Цей процес триває близько 104 років; за цей час на діаграмі Герцшпрунга — Рассела зоря швидко переміщується в область менших світностей і вищих температур — вона сходить з гілки червоних гігантів і опиняється на горизонтальній гілці або в червоному згущенні.
У зір різної маси гелієвий спалах відбувається за практично однакової маси гелієвого ядра, що становить 0,48—0,50 . З урахуванням її зв'язку зі світністю це призводить до того, що зорі з масами менше 1,8 мають майже однакові світності безпосередньо перед спалахом гелієвого ядра. Світність зір на цій стадії, залежно від металічності, становить 2—3 тисячі . Це дає змогу використовувати вершину гілки червоних гігантів як індикатор відстані, зокрема й для інших галактик.
На вершині гілки червоних гігантів Сонце матиме світність 2350 , радіус 166 і температуру 3100 K. Його маса становитиме 0,72 , і до цього моменту воно поглине Меркурій.
Зорі найменшої маси Згідно з деякими моделями, існує діапазон мас, за якого зоря не є повністю конвективною й переходить на гілку червоних гігантів, але виявляється недостатньо масивною, щоб у ній відбувся спалах гелієвого ядра. Такі зорі, не досягнувши вершини гілки червоних гігантів, скидають зовнішні оболонки й залишають після себе гелієвий білий карлик.
Коментарі
Примітки
Література
Посилання